IK Pegasi

IK Pegasi B
	Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy	biały karzeł
Typ widmowy	DA
Masa	1,15 +0,05−0,15 M☉
Promień	(8,0 ± 0,2)×10–3 R☉
Przyspieszenie grawitacyjne	109
Temperatura	35 500 ± 1500 K
	Charakterystyka orbitalna
Krąży wokół	IK Pegasi A
Półoś wielka	3,1×107 km; 44 R☉
Okres orbitalny	21,7
Alternatywne oznaczenia
	WD 2124+191
	WD 2124+191
	Multimedia w Wikimedia Commons

IK Pegasi A
	; Usytuowanie układu IK Pegasi w gwiazdozbiorze Pegaza
	Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór	Pegaz
Rektascensja	21h 26m 26,661s
Deklinacja	+19° 22′ 32,32″
Paralaksa (π)	0,02113 ± 0,00014″
Odległość	154,4 ± 1,0 ly; 47,33 ± 0,32 pc
Wielkość obserwowana ; (pasmo V)	6,064 ± 0,010m
Ruch własny (RA)	80,96 ± 0,30 mas/rok
Ruch własny (DEC)	16,20 ± 0,29 mas/rok
Prędkość radialna	−9,70 ± 0,20 km/s
	Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy	gwiazda ciągu głównego
Typ widmowy	kA6hA9mF0
Masa	1,65 ± 0,05 M☉
Promień	1,59 ± 0,23 R☉
Metaliczność [Fe/H]	0,07 ± 0,30
Wielkość absolutna	2,75m
Jasność	6,568 L☉
Prędkość obrotu	32,5 ± 2,5 km/s
Przyspieszenie grawitacyjne	10(4,25 ± 0,10)
Wiek	50–600×106 lat
Temperatura	7624 K
	Charakterystyka orbitalna
Krąży wokół	Centrum Galaktyki
Półoś wielka	7924 pc
Mimośród	0,0721
Alternatywne oznaczenia
	2MASS: J21262666+1922323
	Bonner Durchmusterung: BD +18 4794
	Boss General Catalogue: GC 30023
	Katalog Henry’ego Drapera: HD 204188
	Katalog Hipparcosa: HIP 105860
	Katalog jasnych gwiazd: HR 8210
	SAO Star Catalog: SAO 107138
	Multimedia w Wikimedia Commons

IK Pegasi (HR 8210) – gwiazda w gwiazdozbiorze Pegaza, odległa o ok. 154 lata świetlnych od Słońca. Jest to układ spektroskopowo podwójny, najbliższy Ziemi prawdopodobny progenitor supernowej.

Charakterystyka obserwacyjna

Obserwowana wielkość gwiazdowa układu to ok. 6,1^m, zatem przy sprzyjających warunkach może on być dostrzeżony gołym okiem^[1]. Znajduje się w zachodniej części gwiazdozbioru Pegaza, w pobliżu jaśniejszej gwiazdy 1 Pegasi. Dwóch składników układu nie da się rozdzielić wizualnie^[7].

Nachylenie orbit bliskie 90° sugeruje, że w zakresie ultrafioletu możliwe jest zaobserwowanie zaćmień^[6].

Charakterystyka fizyczna

Składniki układu IK Pegasi w porównaniu ze Słońcem (z prawej)

IK Pegasi A

Jest to biała gwiazda ciągu głównego, zaliczana do typu widmowego A8m^[3]^[6], chociaż jej nowsza klasyfikacja uwzględniająca różne zakresy widmowe jest bardziej skomplikowana (kA6hA9mF0)^[1]. Ma jasność ok. 6,6 razy większą niż jasność Słońca i temperaturę 7624 K^[4]. Jej masa to 1,65 masy Słońca, promień jest 1,6 raza większy od promienia Słońca^[2]. Rotuje z prędkością 32,5 ± 2,5 km/s^[5].

IK Pegasi A jest gwiazdą zmienną typu Delta Scuti, pulsującą z częstotliwością 22,9 raza na dzień^[2].

IK Pegasi B

W 1993 roku zidentyfikowano słabszy składnik tego układu podwójnego: jest to biały karzeł należący do typu widmowego DA^[8]^[6]^[1]. Jego masa to 1,15 mas Słońca^[6], a promień to 0,008 promienia Słońca^[2]. Temperatura jego powierzchni to 35 000 K^[6].

Obydwie gwiazdy dzieli odległość ok. 44 promieni Słońca (~0,2 au). Składniki obiegają wspólny środek masy w czasie 21,7 dnia^[6].

Ewolucja układu

Układ IK Pegasi jest podobny do układu Syriusza pod tym względem, że tworzy go biała gwiazda ciągu głównego i biały karzeł, będący pozostałością po masywniejszej gwieździe, która zakończyła już życie; jest jednak stukrotnie ciaśniejszy^[6]. Prawdopodobnie składnik IK Peg B rozpoczął swoje istnienie jako gwiazda o masie nie mniejszej niż 5 mas Słońca^[8]. Odległość dzieląca składniki sugeruje, że w okresie gdy IK Peg B był w stadium nadolbrzyma, układ utworzył wspólną otoczkę o promieniu sięgającym ~840 R_☉^[8]^[6]. Ta faza może odpowiadać za anomalie składu IK Peg A, która zyskała pewną część masy od rozdętej towarzyszki^[8]. Wspólna otoczka została szybko odrzucona, prowadząc do utraty większości masy w postaci mgławicy planetarnej (podobnie jak w przypadku NGC 2346), która od tamtego czasu rozproszyła się w Galaktyce^[8].

Przyszłość tego układu może wyglądać dwojako, zależnie od tego, czy szybsza będzie ewolucja IK Peg A w olbrzyma, czy też zacieśnianie się orbit obu składników^[8]. W pierwszym przypadku układ ponownie utworzy wspólną otoczkę, aby odrzucić ją, tworząc układ dwóch masywnych białych karłów^[8]. Jeżeli jednak tempo zacieśniania orbit będzie szybsze, dojdzie do transferu masy na białego karła^[8]. Układ zamieni się w zmienną kataklizmiczną i prawdopodobnie po przekroczeniu granicy Chandrasekhara zakończy swoje istnienie eksplozją supernowej typu Ia^[8].

Układ IK Pegasi oddala się od Słońca i chociaż jest obecnie najbliższym prawdopodobnym progenitorem supernowej, jest zbyt daleko, aby wywołać masowe wymieranie, a w przyszłości znacznie bardziej oddali się od Układu Słonecznego^[9].

Zobacz też

Lista gwiazd w gwiazdozbiorze Pegaza

Przypisy

↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l IK Pegasi w bazie SIMBAD (ang.)
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ D.D. Wonnacott D.D. i inni, Pulsational activity on IK Pegasi, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 4, 267, 1994, s. 1045, DOI: 10.1093/mnras/267.4.1045, Bibcode: 1994MNRAS.267.1045W (ang.).
↑ ^a ^b ^c ^d Anderson, E., Francis, C.: HIP 105860. [w:] Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2021-03-26]. (ang.).
↑ ^a ^b ^c A.G.A.A.G.A. Brown A.G.A.A.G.A., Gaia, Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties, „Astronomy and Astrophysics”, 616, 2018, A1, DOI: 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode: 2018A&A...616A...1G, arXiv:1804.09365 (ang.).. Dane gwiazdy.
↑ ^a ^b B.B. Smalley B.B. i inni, The chemical composition of IK Pegasi, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 278 (3), 1996, s. 688-696, DOI: 10.1093/mnras/278.3.688, Bibcode: 1996MNRAS.278..688S .
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m WayneW. Landsman WayneW., TheodoreT. Simon TheodoreT., P.P. Bergeron P.P., The Hot White Dwarf Companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638, „Publications of the Astronomical Society of the Pacific”, 105, 1993, s. 841, DOI: 10.1086/133242, Bibcode: 1993PASP..105..841L (ang.).
↑ Svetlana Yordanova Tzekova, Hristo Stavrev Stavrev, Ivan Zhivkov Dimitrov: Report N: 310 IK Pegasi (HR 8210). [w:] Catch a Star! [on-line]. Europejskie Obserwatorium Południowe, 2004. [dostęp 2021-03-26]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-05-26)]. (ang.).
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ D.D. Wonnacott D.D., B.J.B.J. Kellett B.J.B.J., D.J.D.J. Stickland D.J.D.J., The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 262, 1993, s. 277-284, DOI: 10.1093/mnras/262.2.277, Bibcode: 1993MNRAS.262..277W (ang.).
↑ Phil Plait: The closest supernova candidate?. [w:] Bad Astronomy [on-line]. SyFy Wire. [dostęp 2021-03-26]. (ang.).

[simbad-1] ↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l IK Pegasi w bazie SIMBAD (ang.)

[Wonnacott1994-2] ↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ D.D. Wonnacott D.D. i inni, Pulsational activity on IK Pegasi, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 4, 267, 1994, s. 1045, DOI: 10.1093/mnras/267.4.1045, Bibcode: 1994MNRAS.267.1045W (ang.).

[xhip-3] Anderson, E., Francis, C.: HIP 105860. [w:] Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2021-03-26]. (ang.).

[GaiaDR2-4] A.G.A.A.G.A. Brown A.G.A.A.G.A., Gaia, Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties, „Astronomy and Astrophysics”, 616, 2018, A1, DOI: 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode: 2018A&A...616A...1G, arXiv:1804.09365 (ang.).. Dane gwiazdy.

[Smalley1996-5] B.B. Smalley B.B. i inni, The chemical composition of IK Pegasi, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 278 (3), 1996, s. 688-696, DOI: 10.1093/mnras/278.3.688, Bibcode: 1996MNRAS.278..688S .

[Landsman1993-6] ↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m WayneW. Landsman WayneW., TheodoreT. Simon TheodoreT., P.P. Bergeron P.P., The Hot White Dwarf Companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638, „Publications of the Astronomical Society of the Pacific”, 105, 1993, s. 841, DOI: 10.1086/133242, Bibcode: 1993PASP..105..841L (ang.).

[catch-7] Svetlana Yordanova Tzekova, Hristo Stavrev Stavrev, Ivan Zhivkov Dimitrov: Report N: 310 IK Pegasi (HR 8210). [w:] Catch a Star! [on-line]. Europejskie Obserwatorium Południowe, 2004. [dostęp 2021-03-26]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-05-26)]. (ang.).

[Wonnacott1993-8] ↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ D.D. Wonnacott D.D., B.J.B.J. Kellett B.J.B.J., D.J.D.J. Stickland D.J.D.J., The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 262, 1993, s. 277-284, DOI: 10.1093/mnras/262.2.277, Bibcode: 1993MNRAS.262..277W (ang.).

[bad-9] Phil Plait: The closest supernova candidate?. [w:] Bad Astronomy [on-line]. SyFy Wire. [dostęp 2021-03-26]. (ang.).

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]