I. Das Sternbild
Das Herbstviereck
Das Herbstviereck ist ein sogenannter Asterismus im Sternbilder Pegasus. Ein Asterismus ist eine Sternenkonfiguration am Sternenhimmel, jedoch kein eigenes Sternbild.
Das Herbstviereck besteht aus den Sternen Markab (Alpha Pegasi), Scheat (Beta Pegasi), Algenib (Gamma Pegasi) und Sirrah. Sirrah wird sowohl dem Sternbild Pegasus als auch dem Sternbild Andromeda zu geordnet.
1. Markab (α – Alpha Pegasi, 54 Pegasi, HD 218045)
Markab ist ein blau-weiß leuchtender Unterriese der Spektralklasse A0IV in ca. 133 Lichtjahren Entfernung.
Spektralklassen werden dazu verwendet um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu den Eigenschaften des Sterns getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V (Zwergstern) und damit ein durchschnittlicher Hauptreihenstern in unserem Teil der Galaxis mit einem Alter von ca. 4,5 Mrd. Jahren und einer voraussichtlichen Lebensdauer von nochmals rund 8 Mrd. Jahren. Ein Hauptreihenstern ist nicht eine Art von Stern, sondern bedeutet eine Zustandsart, in welcher der Stern seine meiste Lebenszeit verbringt.
Als Hauptreihenstern befindet sich unsere Sonne noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. In der Chemie und der Physik wird das Verbrennen eines Stoffs als Fusion bezeichnet.
Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.
Im ersten Schritt fusionieren zwei Protonen (zwei Wasserstoff-Kerne) zu einem Kern des schweren Wasserstoffs (Deuterium). Eigentlich dürfte eine solche Verschmelzung gar nicht vorkommen. Da im Kern des Sterns die Temperaturen und der Druck sehr hoch sind, ist es aber unvermeidlich das zwei Protonen miteinander fusionieren.
Der folgenlose Zusammenstoß von Protonen im Kern passiert dauernd. Sehr selten sind jedoch die Fusionen. Daher auch der lange Zeitraum bis Wasserstoff zu Helium wird.
Bei der Fusion der Protonen wandelt sich eines der beiden Protonen in ein Neutron um, dass im Deuterium-Kern verbleibt, sowie in ein Positron und ein Neutrino, die beide den Atomkern verlassen. Das Neutrino verlässt dabei die Sonne. Das Positron zerstrahlt mit einem Elektron in zwei hochenergetische Photonen.
Im zweiten Schritt fusioniert der Deuterium-Kern ebenfalls wieder selten mit einem weiteren Proton zu einem Kern des leichten Helium-Isotops Helium-3. Dabei entsteht ein Gammaphoton außerhalb des Kerns.
Im dritten Schritt fusionieren schließlich zwei Helium-3-Kerne zu einem schweren Helium-4-Isotop. Dabei werden wieder zwei Protonen frei.
Damit wurde aus vier Protonen ein Helium-Kern. Dabei wurde Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.
Bei unserer Sonne verwandeln sich so in einer Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium. Die Masse von 4 Millionen Tonnen wird in Strahlungsenergie umgesetzt.
Neben diesem, in drei Schritten stattfindenden Fusionsprozess, gibt es für die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch einen weiteren Vorgang, den CNO-Zyklus.
Beim CNO-Zyklus, der nach seinen Entdeckern, den Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizäcker auch „Bethe-Weizäcker-Zyklus“ genannt wird, werden in acht Schritten vier Wasserstoffkerne zu einem Helium-Kern fusioniert. Der Name CNO-Zyklus weist darauf hin, dass dieser Prozess unter der Verwendung von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) stattfindet.
Ab einer Masse des 1,4- bis 1,6-fachen unserer Sonne wird über den CNO-Zyklus der größte Teil der Fusion von Wasserstoff zu Helium erfolgen.
Markab ist ein Stern der Spektralklasse A0IV.
Die Einteilung der heutigen Spektralklasse beruht bis heute auf der Basis, die im 19 Jahrhundert gelegt wurde. Zwischenzeitlich wurde das System immer mehr verfeinert, so dass anhand der Spektralklasse schon eine grobe Zusammenfassung über einen Stern möglich ist.
Markab wird in der Spektralklasse A verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse A am Anfang ihrer Entwicklung stehen. Daher wurden die Spektralklasse A auch als „frühe Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe A steht damit für weiß-blau leuchtende Sterne.
Die Zahl 0 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die sich noch am Anfang ihrer Entwicklung befinden, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne, die sich am Ende ihres Sternenlebens befinden.
Markab wird mit der Zahl 0 Buchstaben als ein heißer Stern eingestuft.
Die römische Ziffer zeigt die Leuchtkraftklasse eines Sterns an.
Diese beginnen bei VII und endet bei O. In der Leuchtkraftklasse O sind die heißesten und hellsten Sterne, die am Anfang ihres Sternenlebens stehen, während VII für Sterne stehen, die ihr aktives Sternenleben hinter sich haben. Wobei die römische Ziffer heute nicht mehr die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Markab wird in die Leuchtkraftklasse IV eingestuft und ist damit ein sogenannter Unterriese.
Unterriesen sind Sterne die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie Riesenstern. Sie befinden im Regelfall am Ende der Wasserstoff-Fusion oder am Anfang der Helium-Fusion im Kern. Dadurch erhöht sich die Leuchtkraft des Sterns.
Markab dürfte wahrscheinlich am Ende der Kern-Wasserstofffusion stehen.
Markab besitzt die ca. 3-fache Masse und den ca. 4,7-fachen Radius unsere Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.765 Kelvin und er strahlt mit der ca. 170 –fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Markab weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,48 mag auf. Je höher der Wert ist, der in Magnituden (mag) gemessen wird, umso schwieriger kann ein Stern von uns gesehen werden. Ab einer Magnitude von mehr als ca. 6,0 ist ein Stern nur noch im Teleskop sichtbar. Die Magnitudenzahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. -26,7 mag.
Die absolute Helligkeit von Markab beträgt ca. – 0,57 mag betragen. Die absolute Helligkeit wird aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gemessen; unsere Sonne hat eine absolute Helligkeit von 4,84 mag. 32,6 Lichtjahren entsprechen 10 Parsec, eine weitere astronomische Entfernungseinheit.
Er dreht sich für einen Stern seiner Spektralklasse normal hohen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 125 km/s. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Markab kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 2,2 km/s auf uns zu.
2. Scheat (β – Beta Pegasi, 53 Pegasi, HD 217906)
Scheat ist ein orange-rot leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse M 2.5II-IIIe in ca. 196 Lichtjahren Entfernung.
Er ist in der Entwicklung schon weiter als unsere Sonne und Markab.
Am Ende der Wasserstoff-Fusion hatte Scheat im Kern eine so hohe Dichte, dass dieser entartete. Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Es hat nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Durch die hohe Dichte und Temperatur im Kern hatte nun das Helium-Brennen begonnen. Das heißt, es werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Dieser Fusion-Vorgang findet bei Scheat zur Zeit statt.
Dabei wird Gammastrahlung ausgesendet. Diese Kernfusion kann nur bei Temperaturen von über 100 Mio. Kelvin stattfinden. Der Vorgang wird auch als Drei-Alpha-Prozess bezeichnet. Durch den äußerst rasch aufschaukelnden Prozess wird die Temperatur sehr schnell sehr hoch. Die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess wird auch Helium-Blitz genannt.
Sobald die Kerntemperatur genügend hoch ist, wird die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck wieder temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Die Hülle des Sterns ist aber in der Lage den Ausbruch abzufangen. Es kommt zu keiner Explosion des Sterns. Aber durch die Heftigkeit der Ausdehnung des Sterns werden die äußeren kühleren Schichten abgeworfen. Dadurch gelangen Materie und Gaswolken ins All, die wiederum zum Beginn von neuen Sternen werden können.
Wie weit der Entwicklungsstand von Scheat ist konnte, bisher noch nicht bestimmt werden. Es wird aber davon ausgegangen, dass er den größten Teil der Helium-Kernfusion bereits hinter sich hat.
Scheat besitzt die ca. 2,1-fache Masse und den ca. 95-fachen Radius unserer Sonne. Er hat eine sich ausdehnende Hülle aus Gas und Staub von rund 16 AE, das entspricht dem ca. 3.500-fachen Radius unserer Sonne. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Die Oberflächen-Temperatur von Scheat beträgt ca. 3.690 Kelvin. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche besitzt er die ca. 1.500-fache Leuchtkraft unserer Sonne, wobei die meiste Strahlung im für uns nicht sichtbaren Infrarot-Bereich abgegeben wird.
Scheat wird als sogenannter „semiregular variable star“ eingestuft.
Semiregular variable Stars sind Riesen oder Überriesen die regelmäßige verschiedene Helligkeitsveränderungen aufweisen, die wiederum von verschiedenen Unregelmäßigkeiten begleitet oder manchmal unterbrochen werden. Die Zeiträume können dabei im Bereich von 20 bis mehr als 2.000 Tagen liegen. Die Helligkeitsveränderungen können im Bereich von einigen Hundertstel bis mehrere Größenklassen liegen (üblicherweise 1-2 mag) und auch bei jedem Zyklus ziemlich unterschiedlich und variabel sein.
Scheat weist eine visuelle Helligkeit, die zwischen 2,31 und 2,74 mag liegt, auf und sich in einem Zeitraum von 43,3 Tagen verändert. Seine durchschnittliche absolute Helligkeit beträgt ca. – 1,41 mag.
Die Helligkeitsveränderungen werden der Pulsation des Sterns zugeschrieben.
Im Allgemeinen herrscht in einem Stern ein Kräftegleichgewicht. Das heißt, die Gravitationskraft, die den Stern zu kontrahieren versucht (und der Stern sich dadurch zusammenzieht), wird ausgeglichen durch den Strahlungsdruck, der durch die Kernfusion im Inneren entsteht und nach außen drückt. Der Stern befindet sich im Gleichgewicht aus Gravitation und Druck.
Abweichungen von diesem Gleichgewicht können dazu führen, dass der Stern pulsiert. Ist zum Beispiel der Radius des Sterns kleiner, als es dem Gleichgewichtszustand entsprechen würde, überwiegt der Strahlungsdruck; der Stern expandiert und vergrößert seinen Radius.
Wegen der sogenannten „Massenträgheit“ führt diese rücktreibende Kraft dazu, dass der Stern sich dabei über den Gleichgewichtspunkt hinaus ausdehnt.
Sobald der Strahlungsdruck nachlässt dominiert wieder die Gravitation und der Stern schrumpf wieder. Es entsteht also eine Oszillation (lat. für schwingen, schwanken, schaukeln). Der Stern dehnt sich aus und zieht sich wieder zusammen, er pulsiert.
Bei den meisten Sternen (wie z. B. auch der Sonne) sind diese Pulsationen allerdings sehr klein. Die Stärke der Pulsation hängt daher von der Art der rücktreibenden Kraft ab.
Der Kappa-Mechanismus erzeugt eine rücktreibende Kraft, die dazu führt, dass ein Stern pulsiert. Im Inneren eines Sterns wird durch Kernfusion Energie in Form von Gammastrahlung erzeugt.
Diese Energie wird allerdings nicht direkt vom Stern abgestrahlt:
Wegen der hohen Dichte im Sterneninneren wird die Gammastrahlung auf ihrem Weg zur Oberfläche des Sterns vielfach gestreut. Diese teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatmosphäre wird Opazität (lat. für Trübung, Beschattung) genannt und oft mit dem griechischen Buchstaben κ (kappa) bezeichnet.
Konstante Opazität bedeutet, dass die Gammastrahlung nicht nach außen dringen kann und im Stern verbleibt. Im Inneren eines Sterns ist die Opazität allerdings nicht konstant. Sie hängt vom Druck und der Temperatur ab und hat außerdem für jede Wellenlänge einen unterschiedlichen Wert. Nimmt nun die Opazität mit zunehmender Temperatur des Sternenmaterials zu, können daraus Pulsationen entstehen. Der Kappa-Mechanismus lässt sich dann folgendermaßen beschreiben:
1. Schritt:
Das Material in einer Zone der Sternenatmosphäre, in der die Opazität (Undurchlässigkeit) mit steigender Temperatur zunimmt, wird durch äußere Störungen komprimiert, d. h. diese Schicht bewegt sich in Richtung des Zentrums des Sterns.
2. Schritt:
Durch die Kompression steigen Druck und Temperatur dieses Materials.
3. Schritt:
Durch die Erhöhung von Druck und Temperatur steigt die Opazität.
4. Schritt:
Durch die angestiegene Opazität dieser Schicht dringt nun weniger Strahlung aus dem Sterneninneren nach außen; sie "staut" sich darunter.
5. Schritt:
Dadurch entsteht unterhalb der Schicht ein größerer Strahlungsdruck, der dazu führt, dass die Schicht sich nun ausdehnt. Der Stern bläht sich auf.
6. Schritt:
Die sich ausdehnende Schicht wird nun kühler und der Druck sinkt. Der Stern zieht sich wieder zusammen, wodurch auch die Opazität wieder geringer wird. Jetzt kann die angestaute Strahlung schnell entweichen.
7. Schritt:
Durch das Entweichen der Strahlung nimmt der Druck unterhalb der Schicht ab, wodurch diese aufgrund der nun wieder stärkeren Gravitationskraft in Richtung des Sterneninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Scheat dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 9,7 km/s und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 8,7 km/s.
3. Algenib (γ – Gamma Pegasi, 88 Pegasi, HD 886)
Algenib ist ein weiß leuchtender Unterriese der Spektralklasse B2IV in ca. 390 Lichtjahren Entfernung.
Unterriesen sind Sterne, die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie ein Riesenstern. Sie befinden im Regelfall am Ende der Kern-Wasserstofffusion oder am Anfang der Kern-Heliumfusion.
Algenib hat wahrscheinlich die Wasserstoff-Fusion bereits beendet und steht am Anfang der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Algenib wird als „Delta-Cephei-Stern“ eingestuft. Delta-Cephei-Sterne zeigen Helligkeitsveränderungen in einem sehr genauen Rhythmus. Sie sind im Regelfall Riesensterne, die für Entfernungsmessungen verwendet werden. Delta–Cephei-Sterne werden als Sterne definiert, die diese Veränderungen in einen Zeitraum zwischen einem Tag und 130 Tagen zeigen und dabei eine Helligkeitsveränderung von bis zu 2 mag zeigen können.
Algenib verändert seine visuelle Helligkeit in einen Zeitraum von 3,642 Stunden, die zwischen 2,78 mag und 2,89 mag (eine für uns kaum wahrnehmbare Veränderung von 0,09 mag) liegt. Aufgrund dieser geringen Spanne wurde in früheren Jahren für Algenib eine eigene Klassifizierung eingeführt, die aber zwischenzeitlich wieder abgeschafft wurde.
Algenib weist eine durchschnittliche absolute Helligkeit von ca. – 2,64 mag auf. Er besitzt die ca. 8,9-fache Masse und den ca. 4,8-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 21.179 Kelvin und er strahlt mit der ca. 5.840-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Sterne der Spektralklasse B haben normalerweise eine hohe Rotationsgeschwindigkeit. Bei Algenib wurde aber keinerlei Rotationsgeschwindigkeit gemessen. Daher wird davon ausgegangen, dass wir auf den Pol von Algenib blicken. Er entfernt sich von uns mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,1 km/s.
4. Alpheratz (α – Alpha Andromedae, 21 Andromedae, HD 358)
Das Doppelsternsystem Alpha Andromedae ist sowohl Teil des Sternbildes Pegasus als auch des Sternbildes Andromeda.
Alpheratz ist ein sehr enges Doppelsternsystem in ca. 97 Lichtjahren Entfernung. Das Doppelsternsystem ist nur spektroskopisch auflösbar. Dabei wird Alpha A von Alpha B an 96,7 Tagen umkreist in einer Entfernung von weniger als einer AE. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis, sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,535.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,06 mag und eine absolute Helligkeit von ca. -0,19 mag auf. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 10,6 km/s auf uns zu.
Alpha A ist ein blauer Unterriese der Spektralklasse BIV9pMnHg. Er wird als ein sogenannten „Alpha2 Canum Venaticorum-Stern“ (α2 CVn Variable)
α2 CVn Variable sind chemisch andersartige Hauptreihensterne der Spektralklasse B8p bis A7p. Sie besitzen starke Magnetfelder und starke Silizium-, Strontium- oder Chrom-Spektrallinien. Die Helligkeitsänderungen betragen typischerweise zwischen 0,01 und 0,1 Größen in einem Zeitraum von 0,5 bis zu max. 160 Tagen.
Neben diesen „normalen“ Veränderungen, zeigen sich auch die Intensität der Spektrallinien und ihre Magnetfelder ebenfalls als variabel.
Die variablen Spektrallinien werden wahrscheinlich durch die unterschiedliche Verteilung der Metalle in der Atmosphäre der α2 CVn Variable zugeschrieben. Dadurch wird die Oberflächen-Helligkeit der Sterne an unterschiedlichen Stellen heller oder dunkler. Die Metalle Si, Mn, Cr, Sr und Eu kommen in sehr viel höherer Konzentration vor, als in anderen Sternen. Durch diese stärkere Intensität verändert sich die Helligkeit und führt zu Helligkeitsschwankungen.
Der Buchstabe „p“ in der Klassifizierung von Alpha A bedeutet eine besondere Linienintensität, das heißt es wurden Besonderheiten in seinem Spektrum festgestellt.
Bei Alpha A wurden erhöhte Quecksilberwerte in der Nähe des Äquators (Hg) und Manganwerte (Mn) gefunden. Es wurden aber Helligkeitsveränderungen von weniger als 0,01 mag ermittelt.
Alpha A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 52 km/s und benötigt für eine Umdrehung ca. 2,38 Tage.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,22 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 0,19 mag.
Die beiden Sterne Alpha A und Alpha B befinden sich mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Alpha B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A3V.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.500 Kelvin und er strahlt mit der ca. 13-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Alpha B besitzt die ca. 1,85-fache Masse und den ca. 1,65-fachen Radius unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 110 km/s, was für einen Stern seiner Spektralklasse normal ist.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,21 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,00 mag auf.
In der Sichtlinie zu Alpheratz steht noch ein Stern der Spektralklasse G mit einer visuellen Helligkeit von ca. 10,8 mag. Er steht physikalisch mit dem Doppelsternsystem Alpheratz nicht in einer Verbindung.
Die obere Vorderrufe
5. Matar (η – Eta Pegasi, 44 Pegasus, HD 215182)
Matar ist ein Doppelsternsystem in ca. 167 Lichtjahren Entfernung.
Eta A und Eta B sind ca. 3 AE von einander entfernt und haben dabei eine Umlaufdauer von ca. 813 Tagen, bei einer Exzentrizität von 0,183.
Das Doppelsternsystem besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 2,93 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,16 mag. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,3 km/s.
Der Stern Eta A ist ein gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G2II. Er ist zur Zeit bei der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Gelbe Riesensterne sind massereiche Sterne der Spektralklassen F und G sowie ehemalige Hauptreihensterne. Die bekannten Gelben Riesensterne weisen eine Masse von mindestens dem dreifachen unserer Sonne auf. Die größten von ihnen können die hundertfache Masse unserer Sonne besitzen.
Ihren Namen erwarben die Gelben Riesensterne durch ihr gelb-weiß strahlendes Licht, im bei uns sichtbaren Bereich. Die Gelben Riesen sind etwas kühler als die Blauen Riesen. Die verschiedenen Fusionsvorgänge finden bei ihnen im Regelfall innerhalb einiger zehn Millionen Jahre statt. Unsere Sonne wird dafür rund 13 Mrd. Jahre benötigen.
Die Gelben Riesen befinden sich im Regelfall sehr weit fortgeschritten in der Sternenentwicklung. Sie stehen in astronomischen Zeiträumen gemessen kurz vor der nächsten Stufe und werden dann zu einem Roten Riesen.
Eta A besitzt die ca. 3,5-fache Masse und den ca. 24,5-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 4.970 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 331-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Eta A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 1,4 km/s und benötigt für eine Drehung ca. 818 Tage.
Eta B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A5V mit der ca. 2-fachen Masse unserer Sonne und einer Oberflächen-Temperatur von ca. 7.800 Kelvin.
Das Doppelsternsystem hat noch zwei weitere Begleiter, die wahrscheinlich ebenfalls ein Doppelsternsystem bilden.
Bisher ist aber noch nicht endgültig geklärt, ob sie mit Eta Pegasi in einer Verbindung stehen. Sie hätten dann bei einer Entfernung von ca. 6.000 AE eine Umlaufzeit von rund 170.000 Jahren.
6. ι – Iota Pegasi (24 Pegasus, HD 210027)
Iota Pegasi ist ein visuell nicht auflösbares enges Doppelsternsystem in ca. 38,3 Lichtjahren Entfernung.
Iota A und Iota B sind ca. 0,119 AE von einander entfernt und weisen eine Umlaufzeit von ca. 10,21 Tagen auf. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,5 km/s auf uns zu.
Iota A ist weiß-gelb leuchtender Zwergstern der Spektralklasse F5V. Er ist noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Sein Eisengehalt entspricht in etwa der unserer Sonne.
Die Sterne der Spektralklasse F befinden sich zwischen den heißen Sternen (Spektralklassen O, B, A) und den kühleren Sternen (Spektralklasse G, K, M). Anhand dieser Einteilung stellen diese Sterne einen Durchschnittsstern dar. Ihre durchschnittliche Temperatur soll im Bereich von rund 7.000 Kelvin liegen. Dadurch zeigen haben sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
Iota A besitzt die ca. 1,33-fache Masse und den ca. 1,525-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.580 Kelvin und er strahlt mit der ca. 3,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Iota A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 7,5 km/s und benötigt für eine Drehung ca. 9,6 Tagen.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,84 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,49 mag auf.
Iota B ist ein Zwergstern der Spektralklasse G8V. Auch er ist noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Er hat die ca. 82% der Masse, 73% des Radius und ca. 10% der Helligkeit unserer Sonne. Iota B besitzt eine Oberflächen-Temperatur von ca. 5.060 Kelvin.
Iota B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 6,68 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 6,33 mag auf.
In rund vier Milliarden Jahren wird sich Iota A zu einem Riesenstern entwickeln. Dann wird er beginnen von Iota B Masse abzuziehen.
7. Jih (κ – Kappa Pegasi, 10 Pegasi, HD 206901)
Jih ist ein Mehrfachsternensystem in ca. 112 Lichtjahren Entfernung.
Kappa A und das Doppelsternsystem Kappa B sind durchschnittlich ca. 8,04 AE von einander entfernt und umkreisen sich dabei mit einer Umlaufzeit von ca. 11,567 Jahre. Die Umlaufbahn ist jedoch kein Kreis sondern eine Ellipse. Dabei sind Kappa A und das Doppelsternsystem Kappa B zwischen ca. 5,5 und 10,6 AE von einander entfernt.
Im Doppelsternsystem Kappa B sind die beiden Sterne Kappa Ba und Kappa Bb ca. 0,086 AE von einander entfernt (etwa ein Viertel der Entfernung von der Sonne zum nächsten Planeten Merkur) mit einer Umlaufdauer von ca. 5,971 Tagen umkreist.
Jih kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 8,1 km/s auf uns zu.
Kappa A ist ein Unterriese der Spektralklasse F5IV. Er steht wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Kappa A besitzt die ca. 1.55-fache Masse und den ca. 2,4-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.580 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1,6-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Kappa Ba ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F5V. Er besitzt die ca. 1,66-fache Masse und den ca. 2,4-fachen Radius unserer Sonne.
Kappa Bb ist wahrscheinlich ein Zwergstern der Spektralklasse im Bereich K0-G8 mit ca. 81% der Masse unserer Sonne.
Kappa C ist nur ein optischer Begleiter mit einer visuellen Helligkeit von ca. 13.8 mag. Er steht nach dem jetzigen wissenschaftlichen Stand in keiner Verbindung mit dem Dreifach-Sternensystem.
Die Unter Vorderhufe
8. Sadalbari (μ – Mu Pegasi, 48 Pegasi, HD 216131)
Salalbari ist ein gelb-orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G8III in ca. 106,1 Lichtjahren Entfernung.
Sadalbari befindet sich mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Er besitzt die ca. 2,7-fache Masse und den ca. 9,6-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.950 Kelvin und er strahlt mit der ca. 45-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 4,0 km/s.
Salalbari weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,514 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,432 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 13,50 km/s.
9. λ – Lambda Pegasi (47 Pegasi, HD 215665)
Lambda Pegasi ist ein weiß-gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G8IIIaCO0.5 in ca. 365,2 Lichtjahren Entfernung. Er ist schon mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Lambda Pegasi ist ein sogenannter „leichter CN-Riesenstern“. Die CN-Riesensterne sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse K. Sie weisen eine geringere Leuchtkraft auf, als bei Riesensternen sonst üblich. Die CN-Sterne zeigen einen höheren Anteil an Kohlenstoff (C) und Stickstoff (N) in ihrer Atmosphäre. Daher werden sie auch gerne als „Stickstoffsterne“ bezeichnet.
Die CN-Sterne sind eine Untergruppe der sogenannten „Super-Metal-Rich-Stars“ (SMR-Stars). Die SMR-Stars sind Riesensterne, bei denen in ihrer Atmosphäre ein höherer Metallgehalt gemessen wurde, als in den Riesensternen der Hyaden, einem offenen Sternhaufen im Sternbild Stier.
Die CN-Sterne werden wiederum in verschiedene Klassen eingeteilt. CN4-Sterne zeigen einen sehr hohen Anteil der Metalle und werden darum auch als leichte Kohlenstoffsterne bezeichnet. CN4-Sterne sind die starken CN-Sterne, während die Riesensterne in den Hyaden gerne als leichte CN-Sterne bezeichnet werden, da sie nur einen CN-Gehalt enthalten, der um 50% höher ist als bei unserer Sonne (CN0.5). Die CN-Stufen werden in 0,5 Schritten ausgewiesen.
Der Metallgehalt von Lambda Pegasus wird als ca. 70% höher eingestuft als bei unserer Sonne.
Lambda Pegasi besitzt die ca. 3,7-fache Masse und den ca. 28,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.933 Kelvin und er strahlt mit der ca. 390-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 8,0 km/s.
Lambda Pegasi weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,93 mag und eine absolute Helligkeit von ca. -1,45 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,15 km/s auf uns zu.
10. 9 Pegasi (HD 206859)
HD 206859 ist ein weiß-gelb leuchtender Gelber Überriese der Spektralklasse G5Ib in ca. 926 Lichtjahren Entfernung.
Überriesen sind die massereichsten und leuchtkräftigsten Sterne am Nachhimmel.
Ihre absolute Helligkeit liegt im Bereich zwischen - 3 und – 8 mag. Je nachdem in welchem Entwicklungsstadium der Stern sich befindet, beträgt die Oberflächen-Temperatur zwischen 3.400 Kelvin (bei sterbenden Sternen) und mehr als 20.000 Kelvin bei Sternen, die erst am Anfang ihres Sternenlebens stehen.
Aufgrund ihrer Größe besitzen sie meist eine geringere Oberflächen-Gravitation (Schwerkraft). Dadurch kommt es bei den älteren Riesensternen immer wieder zu Änderungen der Elemente in der Atmosphäre.
Die Überriesen werden über ihre Entwicklungsgeschichte definiert.
Sterne, die mit mehr als 8 - 10 Sonnenmassen mit der Kern-Wasserstofffusion beginnen, fusionieren nach der Kern-Heliumfusion weitere schwerere Elemente, bis sie einen Eisenkern entwickeln. An diesem Punkt kollabiert der Kern und der Stern wird zu einer Supernova vom Typ 2. Sobald diese massereichen Sterne die Hauptreihenphase verlassen, blähen sich ihre Atmosphären auf und sie werden als Überriesen bezeichnet.
Sterne, die bereits am Beginn ihres Sternenlebens unterhalb von 10 Sonnenmasse liegen, bilden niemals einen Eisenkern und werden in ihrer Entwicklung nicht zu Überriesen, obwohl sie die tausendfache Helligkeit der Sonne erreichen können.
HD 206859 besitzt die ca. 7,1-fache Masse und den ca. 61-fachen Radius unserer Sonne. Er ist einer der wenigen Riesensterne von mehr als 6 Sonnenmassen, in denen Lithium nachgewiesen wurde.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.910 Kelvin. Normalerweise wird bei einem solch kühlen Riesensterne wie HD 206859 davon ausgegangen, dass bei ihm kein Lithium nachgewiesen werden kann. HD 206859 hat das Lithium wahrscheinlich während seiner Zeit als Hauptreihenstern produziert. Bei HD 206859 wurde zudem noch ein Kohlenstoff-Isotop nachgewiesen.
HD 206859 dürfte sich daher mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff befinden. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche strahlt HD 206859 mit der ca. 1.950-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 10km/s.
HD 206859 weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,35 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 2,93 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 23,10 km/s auf uns zu.
11. 1 Pegasi (HD 203504)
HD 203504 ist ein Dreifach-Sternensystem in ca. 156 Lichtjahren Entfernung.
HD 203504 A und das Doppelsternsystem HD 203504 B sind ca. 1.800 AE von einander entfernt.
HD 203504 B ist ein sehr enges und visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem. Wie weit die beiden Sterne Ba und Bb von einander entfernt sind, ist nicht bekannt. Sie besitzen eine Umlaufzeit von ca. 3 Jahren.
Das Sternensystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11 km/s.
HD 203504 A ist ein Riesenstern der Spektralklasse K1III in ca. 155,8 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
HD 203504 A besitzt die ca. 1,57-fache Masse und den ca. 12-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.600 Kelvin und er strahlt mit der ca. 71,8-fachen Helligkeit unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 1,2 km/s.
HD 203504 A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,09 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,68 mag auf.
HD 203504 Ba ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse K0V. Er besitzt ca. 94% des Radius und ca. 53% der Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.100 Kelvin.
Über HD 203504 Bb ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt. Das Doppelsternsystem HD 203504 B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 9,3 mag auf.
Die Sterne HD 203504 C und D stehen nur visuell in der Nähe von HD 203504 A. Sie besitzen eine visuelle Helligkeit von ca. 12,9 und 9,6 mag.
Unterhalb von HD 203504 ist der sehr alte und extrem leuchtschwache Sternhaufen Segue 3 zu finden. Er befindet sich im Halo der Milchstraße in einer geschätzten Entfernung von ca. 55.450 Lichtjahren.
Der Halo unserer Galaxie ist der fast kugelförmige Bereich, in dem sich unsere Galaxie befindet.
Segue 3 besitzt eine Größe von ca. 10 Lichtjahren.
Der Kopf des Pegasus
12. ξ - Xi Epsilon (46 Pegasi, HD 215648)
Xi Epsilon ist ein Doppelsternsystem in ca. 53,2 Lichtjahren Entfernung.
Dabei ist Xi A von Xi B ca. 192,3 AE entfernt und wird mit einer Umlaufzeit von mindestens 2.100 Jahren umrundet. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,3 km/s auf uns zu.
Xi A ist ein Zwergstern der Spektralklasse F6V. Sterne der Spektralklasse F stellen einen durchschnittlichen Stern dar mit einem mäßigen Energieverbrauch. Xi A ist wahrscheinlich ein Zwergstern, der schon weit mit der Fusion von Wasserstoff zu Helium fortgeschritten ist.
Xi A besitzt die ca. 1,17-fache Masse, den ca. 1,86-fachen Radius und die ca. 4,5-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.178 Kelvin. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 12,6 km/s.
Xi A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,195 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,25 mag auf.
Xi B ist ein Roter Zwergstern der Spektralklasse M3,5. Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, bei denen die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Sie haben eine Größe zwischen 7,5% bis maximal 60% unserer Sonne. Xi B hat ca. 32% der Masse unserer Sonne. Bei einer kleineren Masse wäre eine Wasserstoff-Fusion nicht möglich.
Bei Roten Zwergen mit weniger als 35% der Masse unserer Sonne. wird angenommen, dass sie vollständig konvektiv sind. Das bedeutet im Gegensatz zu den anderen Sternen haben sie damit keine Abgabe ihrer Energie durch Strahlung.
In Bezug auf Xi B bedeutet das: Es steigt das heiße Plasma vom Kern nach oben, kühlt sich ab und sinkt wieder zurück zum Kern. Aufgrund der Lichtundurchlässigkeit des Sterns werden die bei der Kernfusion entstandenen Photonen langsam durch Konvektion zur Oberfläche weitergeleitet. Rote Zwergsterne können daher bis zu Billionen von Jahre alt werden.
Rote Zwerge weisen eine Oberflächen-Temperatur zwischen 200 und 4.000 Kelvin auf. Bei Xi B beträgt die Oberflächen-Temperatur von ca. 3.569 Kelvin. Obwohl die Roten Zwerge etwa 75% aller Sterne ausmachen, ist keiner von ihnen auf der Erde mit bloßem Auge zu sehen, da sie sehr lichtschwach sind. XiB hat eine visuelle Helligkeit von ca. 11,7 mag.
Xi C steht nur visuell in einer Verbindung mit dem Doppelsternsystem. Er besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 11,1 mag und dürfte ebenfalls ein Roter Zwerg sein.
13. Homam (ζ - Zeta Pegasi, 42 Pegasi, HD 214923)
Homam ist ein weiß leuchtender Stern der Spektralklasse B8V in ca. 204 Lichtjahren Entfernung.
Sterne der Spektralklasse B sind sehr heiße Sterne, da sie ihren Wasserstoff sehr schnell fusionieren. Sie sind zwar selten, aufgrund ihrer Leuchtkraft werden aber ein Drittel der hellsten Sterne am Nachthimmel der Spektralklasse B zugerechnet.
Den größten Teil ihrer Strahlung senden sie aufgrund ihrer hohen Temperatur im ultravioletten Bereich aus. Diese hochenergetische Strahlung reicht ab der Spektralklasse B2 aus, um das Leuchten von Emissionsnebeln anzuregen.
Homam ist noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt eine Oberflächen-Temperatur von ca. 11.190 Kelvin und die ca. 224-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Homam weist die ca. 3,22-fache Masse und den ca. 4,03-fachen Radius unserer Sonne auf. Er dreht sich mit der für einen Stern der Spektralklasse B „normalen“ Rotationsgeschwindigkeit von ca. 140 km/s.
Er gilt als „slowly pulsating B-type-star“ (SPB-star), ein langsam pulsierender B-Stern. Die SPB-Sterne sind Sterne in der Hauptreihen-Phase mit der ca. 3 bis 9-fachen Masse unsere Sonne. Ihre Helligkeitsveränderung beträgt oftmals weniger als 0,1 mag mit einer Pulsationsperiode von 0,5 bis 5 Tagen. Die Pulsationen können dabei auch verschiedene Teile des Sterns betreffen.
Der Grund der Pulsationen liegt darin, dass sich die SPB-Sterne am Ende der Kern-Wasserstofffusion befinden. Sie zeigen in allen Schichten des Sterns.
Die Pulsation ist ein Ergebnis des sogenannten Kappa-Mechanismus. Dieser Mechanismus kann dann in Kraft treten, wenn die Opazität (kappa) in der Sternenatmosphäre mit zunehmender Temperatur ansteigt. Opazität bedeutet eine teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatomsphäre.
Homan besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,42 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,57 mag.
Die visuelle Helligkeit ändert sich in einem Zeitraum von ca. 22,95 Stunden um die kaum wahrnehmbare Helligkeit von ca. 0,0005 mag.
Homan entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,0 km/s.
14. Biham (θ - Theta Pegasi, 26 Pegasi, HD 210418)
Biham ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A1Va in ca. 92 Lichtjahren Entfernung. Biham ist ein sogenannter „Lambda-Bootis-Stern“.
Der Stern Lambda Bootis im Sternbild Bärenhüter, ist der Namensgeber der Lambda Bootis Sterne. Ein Lambda-Bootis-Stern (LB-Stern) ist eine Unterklasse vom Typ der pekulären (eigentümlichen) Sterne. Diese Sterne zeigen zumindest in der oberflächennahen Schicht ihrer Sternenatmosphäre eine ungewöhnliche Metallhäufigkeit.
In den Oberflächenschichten der Lambda-Bootis-Sternen wird dagegen nur ein geringer Anteil der sogenannten „iron-peak“-Elementen (ein Maß für den niedrigen Anteil der besonders stabilen Elemente in der Nähe von Eisen) gemessen. Die Elemente C, N, O und S zeigen sich dagegen vermehrt.
Es gibt verschiedene Annahmen für die unterschiedliche chemische Zusammensetzung in der Photosphäre dieser Sterne:
- Eine Möglichkeit wäre die atmosphärische Diffusion.
Im Rahmen der Diffusion werden die verschiedenen Schichten eines LB-Sterns durchmischt. So wandern die Elemente vom Inneren des Sterns nach außen zur Oberfläche. Von dort gelangen dann die Elemente in die Atmosphäre des LB-Sterns.
- Eine weitere Möglichkeit wäre die Akkretion der Interstellaren Materie mittels einer Akkretionsscheibe um den Stern.
Bei der Akkretion nimmt der LB-Stern Material von seiner Umgebung auf. Das kann durch die Gravitationskräfte des Sterns geschehen. Dabei wird das restliche noch vorhandene interstellare Material der Sternenwolke, aus dem der Lamba-Bootis Stern entstanden ist, vom Stern vereinnahmt.
Biham besitzt die ca. 1.85-fache Masse und den ca. 2,62-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.870 Kelvin und er strahlt mit der ca. 24-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 137 km/s und einer Drehdauer von ca. 20 Stunden.
Biham zeigt einen Infrarot-Überschuss. Der Grund dafür kann eine Wolke aus zirkumstellaren Staub, in welcher sich der Stern befindet, sein. Das kommt bei jungen Sternen häufig vor.
Biham weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,53 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,24 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,9 km/s auf uns zu.
15. Enif (ε - Epsilon Pegasi, 8 Pegasi, HD 206778)
Enif ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K2Ib in ca. 690 Lichtjahren Entfernung.
Überriesen sind die massereichsten und leuchtkräftigsten Sterne am Nachhimmel.
Im sogenannten MK-System (benannt nach seinen Urhebern William Wilson Morgan und Philip C. Keenan vom Yerkes-Observatorium) werden die Riesensterne folgenden Leuchtkraftklassen zugeordnet:
Ib steht für die Überriesen (Enif),
Ia steht für leuchtende Überriesen und
O oder Ia stehen für die Hyperriesen.
Enif steht am Ende seines Sternenlebens. Er fusioniert wahrscheinlich Helium im Kern zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Dieser Vorrat dürfte bald aufgebraucht sein.
Enif wird als sogenannter „Slow Irregular Variable Star“ eingestuft.
Ein Slow Irregular Variable Star (SIV-Star) ist im Regelfall ein Riesenstern, der seine Helligkeit sehr langsam verändert. Diese verändert sich dabei in nur einem schwer zu ermittelnden Zeitraum. Manchmal kann auch keine Periode gemessen werden. Die SIV-Stars werden im „Allgemeinen Katalog der variablen Sterne“ (GCVS) in die Unterklassen L, LB und LC unterteilt.
Enif ist ein SIV-Star der Unterklasse LC. Bei den LC-Sternen handelt es sich im Regelfall um Überriesen, die keine regelmäßige Helligkeitsveränderung zeigen. Diese Variabilität liegt aber in einem Bereich von mehr als 1 mag.
Enif weist eine visuelle Helligkeit auf, die im Bereich von 0,7 bis 3,5 mag liegt. Seine durchschnittliche absolute Helligkeit beträgt ca. – 4,14 mag.
Am Ende der Helium-Kern-Fusion befindet sich in seinem Zentrum dann ein entarteter, verdichteter Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, das heißt die Masse im Kern ist so dicht, dass sich der Zustand nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt.
Der Kern wird von einer helium-brennenden Schale umgeben sein, an die sich die äußere wasserstoff-brennenden Schale anschließt.
Daran schließt sich dann eine sehr große Hülle mit Wasserstoff an. Diese Hülle wird vom Sterneninneren durch Konvektion (Austausch und Vermischung der einzelnen Schichten) durchgemischt.
Durch die regelmäßige Durchmischung der einzelnen Regionen kommt es zu kernphysikalischen Prozessen, in denen ein Großteil alle bekannten Elemente entstehen. Diese Elemente werden im Rahmen der Konvektion an die Oberfläche des Sterns getragen.
Dort kühlt sich dann das Gas ab und aus den Elementen werden Moleküle. Dieses molekulare Gas kühlt sich dann weiter ab und wird dann zu kleinsten Staubteilchen. Diese nehmen das abgebende Licht des Sterns auf und werden dann durch den Sternenwind weggeblasen (Absorption des emittierenden Lichts des Sterns).
Durch die Ausdehnung haben die äußeren Gasschichten nur eine sehr geringe Dichte. Damit sind die Gasschichten nur noch durch eine schwache Gravitation an den Stern gebunden. Durch Sternenwinde werden die äußeren Gasschichten abgestoßen und bilden für einige Zeit einen planetarischen Nebel um den Stern.
Bereits heute besitzt Enif den ca. 185-fachen Radius unserer Sonne (215 Sonnenradien entsprechen einer astronomischen Einheit). Die Masse von Enif wird auf das ca. 11,7-fache unserer Sonne geschätzt. Aufgrund der weiten Entfernung gibt es hier aber Unsicherheiten. Daher kann über seinen endgültigen Werdegang nur spekuliert werden.
Denn die Überriesen werden über ihre Entwicklungsgeschichte definiert.
Sterne, die mit mehr als 8 - 10 Sonnenmassen mit der Kern-Wasserstofffusion beginnen, fusionieren nach der Kern-Heliumfusion weitere schwerere Elemente, bis sie einen Eisenkern entwickeln. An diesem Punkt kollabiert der Kern und wird zu einer Supernova vom Typ 2. Sobald diese massereichen Sterne die Hauptreihenphase verlassen, blähen sich ihre Atmosphären auf und sie werden als Überriesen bezeichnet.
Sterne, die bereits am Beginn ihres Sternenlebens unterhalb von 10 Sonnenmasse liegen, bilden niemals einen Eisenkern und werden in ihrer Entwicklung nicht zu Überriesen, obwohl sie die tausendfache Helligkeit der Sonne erreichen können.
Sie können Kohlenstoff und schwerere Elemente nicht miteinander verschmelzen, nachdem das Helium erschöpft ist, so dass sie schließlich nur ihre äußeren Schichten verlieren. Der restliche Kern des Stern ist dann ein Weißer Zwerges.
Bei Enif ist bis heute noch nicht klar welches Schicksal ihm bevorsteht.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.379 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 3.895-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Seine bolometrische Leuchtkraft ist ca. 12.250 Mal größer als bei unserer Sonne. Die bolometrische Leuchtkraft beinhaltet die visuellen wie auch die für uns nicht sichtbaren Spektren wie Radiowellen, Infrarotstrahlung, Ultraviolette Strahlung, Röntgenstrahlung und Gammastrahlung.
Sie zeigt in der Astronomie damit die Gesamtleuchtkraft eines Himmelskörpers über das gesamte elektromagnetische Spektrum.
Enif dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 8 km/s und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 3,39 km/s.