Ascensione retta | 21 h 26 m 26.6607 s |
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Declinazione | 19 ° 22 ′ 32,316 ″ |
Costellazione | Pegasus |
Magnitudine apparente | 6.078 / |
Posizione nella costellazione: Pegasus | |
Tipo spettrale | A8m: / DA |
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Indice UB | 0,03 / - |
Indice BV | 0,24 / - |
Variabilità | A : Delta Scuti / |
Velocità radiale | −11,4 km / s |
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Movimento pulito |
μ α = +80,964 mas / a μ δ = +16,205 mas / a |
Parallasse | 21.128 7 ± 0.141 0 mas |
Distanza |
154 ± 1 al (47,33 ± 0,32 pz ) |
Magnitudine assoluta | 2.762 / |
Massa | 1,65 M ☉ / 1,15 M ☉ |
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Ray | 1,6 R ☉ / 0,006 R ☉ |
Gravità superficiale (log g) | 4.25 / 8.95 |
Luminosità | 8,0 L ☉ / 0,12 L ☉ |
Temperatura | 7.700 K / 35.500 K |
Metallicità | 117 (+ 69 / −43) / -% sole |
Rotazione | 32,5 km / s / - km / s |
Età | 5−60 × 10 7 a |
Altre designazioni
AB: IK Peg , HR 8210 , BD +18 4794, HD 204188 , SAO 107138, HIP 105860
B: WD 2124 + 191, EUVE J2126 + 193
IK Pegasi (chiamato anche HD 204188 e HR 8210 ) è una stella binaria nella costellazione di Pegaso . Situato a una distanza di 154 anni luce dal sistema solare , è abbastanza luminoso per essere visto ad occhio nudo, la sua magnitudine apparente è 6.078.
Stella primaria (IK Pegasi A) è una stella della sequenza principale di tipo spettrale A . È una stella variabile del tipo Delta Scuti : la sua luminosità subisce una leggera variazione periodica 22,9 volte al giorno. La sua compagna (IK Pegasi B) è una nana bianca , una stella che ha abbandonato la sequenza principale e in cui si è fermata la reazione di fusione nucleare . Ruotano attorno al baricentro del sistema in 21,7 giorni e sono mediamente separati da 31 milioni di km (0,21 UA ), meno della distanza di Mercurio dal Sole .
IK Pegasi B è la stella più vicina al Sole che probabilmente si evolverà in una supernova . Quando la stella primaria diventa una gigante rossa , il suo raggio aumenterà e la nana bianca attirerà la materia dal suo involucro gassoso. Quando questa nana bianca raggiunge il limite di Chandrasekhar di 1,44 massa solare , esploderà in una supernova di tipo Ia.
Il sistema stellare è citato nel Bonner Durchmusterung (Catalogo astrometrico di Bonn) del 1862 e nell'Harvard Revised Photometry of Pickering Catalog del 1908 con le rispettive designazioni BD + 18 ° 4794B e HR 8210. Il nome IK Pegasi segue la nomenclatura delle stelle variabili introdotte di Friedrich W. Argelander .
Lo spettro di questa stella è segnato da uno spostamento delle righe di assorbimento da parte dell'effetto Doppler caratteristico dei sistemi binari SB1 . La rotazione delle due stelle attorno al centro di gravità del sistema provoca un movimento delle stelle lungo la linea di vista che provoca questo spostamento. La sua misurazione consente agli astronomi di calcolare la velocità radiale del principale sebbene non siano in grado di risolvere le due componenti.
Nel 1927 , l'astronomo canadese William E. Harper ottenne con questo metodo il periodo e l' eccentricità di questo binario ad uno spettro che sono rispettivamente 21,724 giorni e 0,027 (Secondo un articolo di Lucy e Sweeny pubblicato nel 1971 , la probabilità che l'orbita è circolare (zero eccentricità) è del 56%). Harper calcola anche che la velocità massima della stella primaria del sistema lungo la linea di vista è di 41,5 km / s .
La distanza tra IK Pegasi e il Sole è stata determinata utilizzando la parallasse del sistema durante il movimento annuale della Terra attorno al Sole. Questo spostamento è stato accuratamente valutato dal telescopio Hipparcos . La distanza dalla stella è stata stimata in 150 ± 5 a.l. (∼46 pz ). Il satellite ha anche misurato il movimento del sistema. Il satellite Gaia ha migliorato la precisione della misurazione della parallasse del sistema. La sua distanza viene rivalutata a 154 ± 1 a.l. (∼47,2 pz ).
La velocità trasversale di IK Pegasi è calcolata utilizzando i valori della distanza e del moto proprio del sistema: è 16,9 km / s . La velocità radiale del sistema si ottiene misurando lo spostamento del suo spettro per effetto Doppler : questa velocità è di - 11,4 m / s secondo il Catalogo Generale delle Velocità Radiali Stellari ( catalogo velocità radiali stellari ). L'aggiunta di questi due movimenti dà una velocità spaziale di 20,4 km / s rispetto al Sole.
Si è tentato di fotografare i due componenti della stella binaria utilizzando il telescopio spaziale Hubble . Questo fallì perché le due stelle erano troppo vicine per risolverle . Recenti misurazioni con Extreme Ultraviolet Explorer hanno permesso di stimare il periodo orbitale in modo più preciso a 21,72168 ± 0,00009 giorni. L'inclinazione del piano orbitale del sistema sarebbe prossima ai 90 ° visto dalla Terra: se così fosse, sarebbe possibile osservare un'eclissi.
IK Pegasi A è una stella di sequenza principale , un'area quasi lineare del diagramma Hertzsprung-Russell . Tuttavia, IK Pegasi A si trova su una banda stretta, quasi verticale , nota come banda di instabilità . Le stelle in questa banda oscillano in modo coerente, creando impulsi periodici della luminosità della stella.
Le pulsazioni sono dovute a un processo chiamato meccanismo κ . Parte dell'atmosfera esterna della stella diventa opaca a causa della parziale ionizzazione di alcuni elementi . Quando questi atomi perdono un elettrone , la probabilità che assorbano energia aumenta. Questo fenomeno provoca un aumento della temperatura che è responsabile dell'espansione dell'atmosfera. La ionizzazione dell'atmosfera espansa diminuisce e perde energia, si raffredda e si contrae. L'atmosfera subisce così un ciclo periodico di espansione-contrazione che è all'origine delle pulsazioni periodiche della sua luminosità.
Le stelle nella parte della banda di instabilità che attraversa la sequenza principale sono chiamate variabili di tipo Delta Scuti con riferimento a Delta Scuti . Il tipo di variabile Delta Scuti varia generalmente dalle classi spettrali A2 a F8 e classi di luminosità MKK III ( subgigante ) a V (sequenza principale stella). Si tratta di variabili di breve periodo, comprese tra 0,025 e 0,25 giorni. L'abbondanza chimica delle variabili di tipo Delta Scuti è vicina a quella del Sole e la loro massa è compresa tra 1,5 e 2,5 M ☉ . Il battito cardiaco di IK Pegasi A è 22,9 al giorno, o uno ogni 0,044 giorni.
La metallicità di una stella, cioè la proporzione di elementi diversi dall'idrogeno o dall'elio , viene calcolata confrontando lo spettro dell'atmosfera con simulazioni basate su modelli stellari. L'abbondanza metallica di IK Pegasi A è [M / H] = +0,07 ± 0,20 (questo numero è il logaritmo del rapporto tra la proporzione degli elementi metallici (M) e quella dell'idrogeno (H) da cui viene sottratto il logaritmo di il rapporto corrispondente alle proporzioni solari). Il valore logaritmico di 0,07 indica che la stella contiene 0,07 volte più metalli del Sole, o 1,17 volte di più. La stella è quindi il 17% più ricca di elementi metallici rispetto al Sole. Tuttavia, il margine di errore è relativamente elevato.
Lo spettro delle stelle di classe A, come Pegasi A, mostra forti linee di Balmer . Contiene anche linee di assorbimento dovute a metalli ionizzati, inclusa la linea K del calcio ionizzato (Ca II) a una lunghezza d' onda di 393,3 nm . Lo spettro di IK Pegasi A è classificato come Am marginale (o Am :): ha le caratteristiche spettrali della classe A ma con linee metalliche più marcate. L'atmosfera della stella ha una forza della linea di assorbimento leggermente (anormalmente) maggiore per gli isotopi metallici. Le stelle di classe Am fanno spesso parte di un sistema binario in cui la loro compagna è di massa vicina, come nel caso di IK Pegasi
Le stelle di classe A sono più calde e più massicce del Sole, rimangono più corte nella sequenza principale. Una stella della massa di IK Pegasi A (1,65 massa solare) vi trascorre circa 2-3 × 10 9 anni, che è la metà dell'età del Sole.
In termini di massa, la stella simile alla componente A più vicina al Sole è Altair . La sua massa è stimata in 1,7 massa solare. Il sistema binario ha alcune somiglianze con Sirio che è composto da una stella di classe A e una nana bianca. Sirio A è tuttavia più massiccio di IK Pegasi A e l'orbita del suo compagno, il cui semiasse maggiore è di 20 UA, è più lontana dal centro di gravità del sistema.
Il componente B è una nana bianca . Queste stelle estinte non sono più teatro di reazioni di fusione nucleare. Nella maggior parte dei casi, queste stelle si raffreddano gradualmente nell'arco di diversi miliardi di anni.
Quasi tutte le stelle di massa bassa o intermedia (meno di nove masse solari) diventano nane bianche dopo aver esaurito le loro riserve di carburante, inclusi idrogeno , elio e altri elementi. Queste stelle trascorrono la maggior parte della loro vita nella sequenza principale. Il periodo di tempo in cui una stella rimane in questa zona del diagramma HR dipende principalmente dalla sua massa: più è alta, più è bassa questa durata. Pertanto, IK Pegasi B deve aver avuto una massa maggiore di IK Pegasi A perché è diventata una nana bianca prima del suo compagno. Uno studio del 1993 ha stimato che la massa del suo progenitore sarebbe stata compresa tra cinque e otto masse solari.
Quando l'idrogeno del progenitore di IK Pegasi B fu completamente consumato, la stella divenne una gigante rossa . Il suo nucleo interno si è contratto fino a quando la combustione dell'idrogeno è iniziata nello strato che circonda il nucleo di elio. In tal modo, la temperatura della stella è aumentata, il guscio esterno si è espanso e il raggio della stella ha raggiunto più volte il valore che aveva quando la stella si trovava sulla sequenza principale. Quando il nucleo raggiunge una temperatura e una densità sufficienti per l'inizio della reazione di fusione dell'elio, la stella diminuisce di volume e diventa una stella ramificata orizzontale , un'area orizzontale del diagramma HR . La fusione dell'elio ha formato un nucleo inerte di carbonio e ossigeno. Quando l'elio si è esaurito nel nucleo, ha iniziato a bruciare in un nuovo strato formato in aggiunta allo strato di combustione dell'idrogeno. La stella è quindi passata sul ramo asintotico dei giganti del diagramma HR. Se la stella aveva una massa sufficiente, anche il carbonio nel nucleo veniva trasformato in ossigeno , neon e magnesio .
Il raggio delle giganti rosse e delle stelle AGB può raggiungere diverse centinaia di volte il raggio solare mediante l'espansione dell'involucro esterno. Ad esempio, la stella pulsante AGB ha un raggio di circa 5 × 10 8 km (3 UA). Questi valori sono molto maggiori della distanza che separa le due stelle di IK Pegasi: durante questo periodo le due stelle avevano un inviluppo comune. Di conseguenza, l'atmosfera di IK Pegasi A potrebbe essere stata contaminata dal suo compagno, alterando così la sua composizione isotopica .
Dopo che il nucleo inerte ossigeno-carbonio (o ossigeno-neon) si è formato, la reazione di fusione termonucleare inizia nei due strati concentrici che circondano il nucleo: l'idrogeno brucia nello strato più esterno mentre l'elio reagisce negli strati più vicini al cuore. Tuttavia, questa fase a due strati è instabile: produce impulsi termici che provocano espulsioni di materia su larga scala dal guscio esterno della stella. I materiali espulsi hanno formato un'enorme nuvola chiamata nebulosa planetaria . L'involucro di idrogeno viene quasi completamente espulso dalla stella, lasciando solo una nana bianca formata principalmente dal nucleo inerte.
Il nucleo di IK Pegasi B potrebbe essere composto da carbonio e ossigeno, o neon e ossigeno se la fusione del carbonio si è verificata all'interno della sua stella progenitrice. In quest'ultimo caso, il suo mantello sarebbe ricco di carbonio e ossigeno. In entrambi gli scenari, lo strato esterno della stella è costituito quasi esclusivamente da idrogeno: IK Pegasi B è quindi una stella di classe DA . A causa della sua maggiore massa atomica , l'elio nell'involucro sarà migrato sotto lo strato di idrogeno. La gravità creata dalla massa della stella è completamente compensata dalla pressione di degenerazione degli elettroni , un fenomeno quantistico che limita la quantità di materia presente in un dato volume.
La massa di IK Pegasi B, 1,15 massa solare, è alta per una nana bianca. Sebbene IK Pegasi B non possa essere osservato direttamente, il suo raggio può essere stimato utilizzando la relazione teorica tra la massa e il raggio delle nane bianche. Il raggio di IK Pegasi B è circa lo 0,60% di quello del Sole. Questa stella contiene quindi una massa maggiore di quella del Sole in un volume prossimo a quello della Terra: la densità di questa stella è estrema.
A causa della sua massa e densità, la gravità superficiale di una nana bianca è elevata. Gli astronomi lo notano usando il logaritmo decimale dell'accelerazione di gravità espresso nel sistema di unità CGS e annotato log g . Il valore di log g è pari a 8,95 per IK Pegasi B. In confronto, log g è pari a 4,44 per il sole (circa 30.000 volte inferiore).
La sua temperatura superficiale effettiva è stimata intorno ai 35.500 ± 1.500 K, il che lo rende una fonte significativa di radiazioni ultraviolette. In assenza di un compagno, la nana bianca continuerebbe a raffreddarsi per oltre un miliardo di anni mentre il suo raggio rimarrebbe approssimativamente costante.
In un articolo del 1993, David Wonnacott, Barry J. Kellett e David J. Stickland stimano che il sistema potrebbe evolversi in una supernova di tipo Ia o in una variabile cataclismica . IK Pegasi B è la stella più vicina che probabilmente si evolverà in una supernova sulla Terra. Tuttavia, questa evoluzione è lunga e, quando esploderà, sarà abbastanza lontano dalla Terra per non rappresentare un rischio. Secondo i calcoli di Gehrels et al, una supernova deve trovarsi a una distanza inferiore a 26 anni luce per distruggere lo strato di ozono terrestre e quindi influenzare in modo significativo la sua biosfera .
Ad un certo punto, tutto l'idrogeno nel nucleo di IK Pegasus A sarà bruciato. La stella lascerà la sequenza principale e diventerà una gigante rossa. Il raggio della stella aumenterà in modo significativo e potrà raggiungere più di cento volte il raggio iniziale della stella. Non appena l'involucro esterno di IK Pegasi A supera il lobo di Roche del suo compagno, un disco di accrescimento gassoso si formerà attorno alla nana bianca. Questo gas, composto principalmente da idrogeno ed elio, si accumulerà sulla superficie del suo compagno. Questo trasferimento di massa tra le due stelle farà diminuire la distanza tra le due stelle.
Sulla superficie della nana bianca, il gas in accrescimento si comprime e la sua temperatura aumenta. Quando la pressione e la temperatura dello strato di idrogeno diventano abbastanza grandi da innescare una reazione di fusione nucleare , una grande quantità di idrogeno viene trasformata in elio e altri elementi più pesanti. L'enorme quantità di energia rilasciata da questo processo espelle i gas rimanenti dalla superficie della nana bianca e produce un bagliore estremamente luminoso ma di breve durata : la luminosità della nana bianca aumenterà di diverse grandezze per alcuni giorni o mesi. RS Ophiuchi è un esempio di una stella binaria composta da una gigante rossa e una compagna nana bianca. RS Ophiuchi ha vissuto almeno sei eruzioni dal 1898 .
È possibile che IK Pegasi B si evolva in questo modo. La stella, tuttavia, può anche continuare ad accumulare massa, se viene espulsa solo una parte del gas in accrescimento. Sebbene si comporti come una nova ricorrente, IK Pegasus B continuerebbe ad accumulare materia e il suo involucro crescerebbe.
Un altro modello in cui la nana bianca accumula materia senza diventare una nova è quello della sorgente di raggi X a bassissima energia da un sistema binario stretto ( sorgente di raggi X supersoft close-binary (CBSS) ). In questo scenario, la velocità di trasferimento di massa alla nana bianca è tale che una reazione di fusione avviene continuamente sulla superficie. L'idrogeno in arrivo viene trasformato in elio dalla reazione. Queste sorgenti sono nane bianche di massa elevata con temperature superficiali molto elevate (0,5-1 × 10 6 K ).
Quando una nana bianca si avvicina al limite di Chandrasekhar di 1,44 massa solare, la pressione di radiazione non è più sufficiente per opporsi alla gravità e la stella collassa. Quando il nucleo è costituito principalmente da ossigeno, neon e magnesio, la stella formata è nella maggior parte dei casi una stella di neutroni . In questo caso, solo una parte della massa della stella viene quindi espulsa. Se, al contrario, il nucleo è costituito da carbonio e ossigeno, una parte consistente della stella va in fusione nucleare per un breve periodo in seguito al collasso. La stella poi esplode sotto forma di una supernova di tipo Ia.
L'eventuale esplosione di IK Pegasi B non rappresenterebbe una minaccia per la vita sulla Terra . In effetti, è improbabile che IK Pegasi A diventi una gigante rossa nel prossimo futuro. Inoltre, si allontana dal Sole a una velocità di 20,4 km / s , ovvero un anno luce ogni 14.700 anni. In 5 milioni di anni, questa stella dovrebbe trovarsi a più di 500 anni luce dalla Terra, più del raggio della sfera entro il quale una supernova di tipo Ia sarebbe pericolosa.
Dopo l'esplosione della supernova, il resto della stella donatrice (IK Pegasi A) continuerà nello spazio con la velocità finale che possedeva quando era un membro di un sistema quasi gemello. La velocità relativa risultante potrebbe raggiungere i 100-200 km / s , rendendolo uno degli oggetti più veloci della Via Lattea . Il suo compagno avrà anche visto la sua massa diminuire bruscamente durante l'esplosione e la sua presenza potrebbe creare un buco nei detriti in espansione. Da quel momento in poi, la stella diventerà una nana bianca solitaria. L'esplosione della supernova creerà un residuo di materia espulsa, che si diffonderà nel mezzo interstellare .