Jobb felemelkedés | 21 óra 26 m 26,6607 s |
---|---|
Deklináció | 19 ° 22 ′ 32.316 ″ |
csillagkép | Pegazus |
Látszólagos nagyság | 6,078 / |
Helyszín a csillagképben: Pegasus | |
Spektrális típus | A8m: / DA |
---|---|
UB index | 0,03 / - |
BV index | 0,24 / - |
Változékonyság | V : Delta Scuti / |
Radiális sebesség | −11,4 km / s |
---|---|
Tiszta mozgás |
μ α = +80,964 mas / a μ δ = +16,205 mas / a |
Parallaxis | 21.128 7 ± 0,141 0 mas |
Távolság |
154 ± 1 al (47,33 ± 0,32 pc ) |
Abszolút nagyság | 2,762 / |
Tömeg | 1,65 M ☉ / 1,15 M ☉ |
---|---|
Sugár | 1,6 R ☉ / 0,006 R ☉ |
Felületi gravitáció (log g) | 4,25 / 8,95 |
Fényerősség | 8,0 L ☉ / 0,12 L ☉ |
Hőfok | 7700 K / 35 500 K |
Fémesség | 117 (+ 69 / −43) / -% Nap |
Forgás | 32,5 km / s / - km / s |
Kor | 5−60 × 10 7 a |
Egyéb megnevezések
AB: IK Peg , HR 8210 , BD +18 4794, HD 204188 , SAO 107138, HIP 105860
B: WD 2124 + 191, EUVE J2126 + 193
IK Pegazus (más néven HD 204188 és HR 8210 ) egy kettős csillag a konstellációban a Pegasus . Található, a parttól 154 fényév távolságra a Naprendszer , ez csak elég fényes ahhoz, hogy látható szabad szemmel, a látszólagos nagysága pedig 6,078.
Az elsődleges csillag (IK Pegasi A) egy csillag az A spektrális típus fő szekvenciájában . Ez egy változó csillag a Delta Scuti típus : annak fényessége megy enyhe periodikus változás 22,9-szer egy nap. Társa (IK Pegasi B) egy fehér törpe , egy csillag, amely elhagyta a fő szekvenciát, és amelyben a magfúziós reakció leállt. 21,7 nap alatt forognak a rendszer súlypontja körül, és átlagosan 31 millió km választja el egymástól (0,21 AU ), kevesebb, mint a Merkúrnak a Naptól való távolsága .
Az IK Pegasi B a Naphoz legközelebb eső csillag, amely valószínűleg szupernóvává fejlődik . Amikor az elsődleges csillag vörös óriássá válik , sugara megnő, és a fehér törpe vonzza az anyagot gáznemű burkából. Amikor ez a fehér törpe eléri a csandrasekhari 1,44 naptömegű határt, felrobban egy Ia típusú szupernóvává.
A csillag rendszer hivatkoznak a Bonner Durchmusterung (Bonn asztrometriai katalógus) a 1862 és a Harvard felülvizsgált Fotometria a Pickering Katalógus a 1908 alatti megfelelő elnevezések BD + 18 ° 4794B és HR 8210. A név IK Pegasi követi a nómenklatúra változó csillagok bevezetett írta Friedrich W. Argelander .
A spektrum e csillag jelöli elmozdulás az abszorpciós vonalak a Doppler-effektus jellemző bináris rendszer SB1 . A két csillag forgása a rendszer súlypontja körül a csillagok mozgását okozza a látóvonal mentén, ami ezt az elmozdulást okozza. Mérése lehetővé teszi a csillagászok számára a fő sugársebességének kiszámítását, bár nem képesek megoldani a két komponenst.
A 1927 , A kanadai csillagász William E. Harper e módszerrel kapott az időszakban , és a excentricitása e egy-spektrum bináris amelyek rendre 21,724 nap és 0,027 (Szerint egy cikket Lucy és Sweeney közzé 1971 , a valószínűsége, hogy a pályára kör alakú (nulla excentricitás) 56%). Harper azt is kiszámítja, hogy a rendszer elsődleges csillagának maximális sebessége a látóvonal mentén 41,5 km / s .
Az IK Pegasi és a Nap közötti távolságot a rendszer parallaxisának felhasználásával határozták meg a Föld éves, a Nap körüli mozgása során. Ezt az elmozdulást a Hipparcos teleszkóp pontosan értékelte . A csillagtól való távolságot 150 ± 5 a.l. (∼46 pc ). A műhold a rendszer saját mozgását is megmérte . A Gaia műhold javította a rendszer parallaxis mérésének pontosságát. Távolságát 154 ± 1 a.l. (∼47,2 pc ).
Az IK Pegasi keresztirányú sebességét a távolság és a rendszer saját mozgásának értékei alapján számolják: 16,9 km / s . A rendszer radiális sebességét a spektrum elmozdulásának Doppler-effektussal történő mérésével kapjuk meg : ez a sebesség - 11,4 m / s a csillag radiális sebességek általános katalógusának ( katalógus csillag sugársebességek ) szerint. Az, hogy e két mozgás ad helyet sebessége a 20,4 km / s képest a Nap
A bináris csillag két összetevőjét a Hubble Űrtávcső segítségével próbálták lefényképezni . Ez nem sikerült, mert a két csillag túl közel volt ahhoz, hogy megoldja őket . Az Extreme Ultraviolet Explorerrel végzett legutóbbi mérések lehetővé tették az orbitális periódus pontosabb becslését 21,72168 ± 0,00009 napon. A rendszer pályasíkjának dőlése a Föld felől nézve közel lenne a 90 ° -hoz: ha ez valóban így van, akkor lehet egy napfogyatkozást megfigyelni.
Az IK Pegasi A fő szekvencia csillag , a Hertzsprung-Russell diagram majdnem lineáris területe . Az IK Pegasi A azonban keskeny, majdnem függőleges sávon ül, amelyet instabilitási sávnak neveznek . Ennek a sávnak a csillagai koherensen oszcillálnak, periodikus impulzusokat hozva létre a csillag fényességéből .
A lüktetések a κ mechanizmusnak nevezett folyamatnak köszönhetők . A csillag külső atmoszférájának egy része átlátszatlanná válik bizonyos elemek részleges ionizációja miatt . Amikor ezek az atomok elveszítenek egy elektront , nő annak valószínűsége, hogy energiát szívnak fel . Ez a jelenség a hőmérséklet növekedését okozza, amely felelős a légkör tágulásáért. A tágult légkör ionizációja csökken, energiát veszít, lehűl és összehúzódik. A légkör tehát egy időszakos tágulási-összehúzódási cikluson megy keresztül, amely a fényességének periodikus lüktetéseinek eredetét képezi.
A csillagok a része az instabil sáv keresztezi a fő szekvenciát nevezzük Delta Scuti típusú változókat hivatkozva Delta Scuti . A Delta Scuti változó típus általában az A2 és F8 spektrális osztályoktól és az MKK III ( szubgiant ) fényerő osztályoktól a V (csillag fő szekvencia) osztályokig terjed . Ezek rövid időszaki változók, 0,025 és 0,25 nap között. A Delta Scuti típusú változók kémiai bősége közel áll a Napéhoz és tömegük 1,5 és 2,5 M between között van . Az IK Pegasi A pulzusszáma napi 22,9, vagyis 0,044 naponként egy.
A csillag fémességét , vagyis a hidrogéntől vagy a héliumtól eltérő elemek arányát úgy számítják ki, hogy összehasonlítják a légkör spektrumát a csillagmodelleken alapuló szimulációkkal. Az IK Pegasi A fémes bősége [M / H] = +0,07 ± 0,20 (ez a szám a fémes elemek (M) és a hidrogén (H) arányának arányának logaritmusa, amelyből levonják a a naparányoknak megfelelő arány). A 0,07 logaritmikus érték azt jelzi, hogy a csillag 0,07- szer több fémet tartalmaz, mint a Nap, vagy 1,17-szer többet. A csillag tehát 17% -kal gazdagabb fémes elemekben, mint a Nap. A hibahatár azonban viszonylag magas.
Az A osztályú csillagok, például a Pegasi A spektruma erős Balmer-vonalakat mutat . Azt is tartalmaz abszorpciós vonalak miatt ionizált fémek , beleértve a K vonal a ionizált kalcium (Ca II) egy hullámhosszon az 393,3 nm . Az IK Pegasi A spektruma az marginális Am (vagy Am :) kategóriába tartozik: az A osztály spektrumjellemzőivel rendelkezik, de markánsabb fémes vonalakkal rendelkezik. A csillag atmoszférája kissé (abnormálisan) nagyobb abszorpciós vonallal rendelkezik a fémes izotópok esetében . Az Am osztályú csillagok gyakran egy bináris rendszer részét képezik, ahol társuk tömegük közel van, ahogyan ez az IK Pegasi esetében is
Az A osztályú csillagok forróbbak és masszívabbak, mint a Nap, rövidebb ideig maradnak a fő szekvencián. Az IK Pegasi A tömegének (1,65 naptömeg) egy csillaga körülbelül 2-3 × 10 9 évet tölt ott, a Nap korának felénél.
Tömegét tekintve a Naphoz legközelebb eső A komponenshez hasonló csillag az Altair . Tömege 1.7 naptömegre becsülhető. A bináris rendszer néhány hasonlóságot mutat a Siriusszal, amely egy A osztályú csillagból és egy fehér törpéből áll. A Sirius A azonban tömegesebb, mint az IK Pegasi A, és társa pályája, amelynek féltengelye 20 AU, a rendszer súlypontjától távolabb helyezkedik el.
A B komponens fehér törpe . Ezek a kihalt csillagok már nem a magfúziós reakciók színhelyei. A legtöbb esetben ezek a csillagok több milliárd év alatt fokozatosan lehűlnek.
Szinte az összes kis vagy közepes tömegű (kevesebb, mint 9 naptömegű) csillag fehér törpévé válik, miután kimerítette üzemanyagtartalmait, beleértve a hidrogént , a héliumot és más elemeket. Ezek a csillagok életük nagy részét a fő sorrendben töltik. Az, hogy egy csillag mennyi ideig tartózkodik a HR diagram ezen zónájában, főként annak tömegétől függ: minél nagyobb, annál alacsonyabb ez az időtartam. Így az IK Pegasi B-nek biztosan nagyobb volt a tömege, mint az IK Pegasi A-nak, mert párja előtt fehér törpe lett. Egy 1993-as tanulmány becslése szerint az őstagjának tömege öt és nyolc naptömeg között lett volna.
Amikor az IK őse, a Pegasi B hidrogénje teljesen elfogyott, a csillag vörös óriássá vált . Belső magja addig húzódott össze, amíg a hidrogén elégetése meg nem kezdődött a héliummagot körülvevő rétegben. Ennek során a csillag hőmérséklete megemelkedett, a külső héja kitágult, és a csillag sugara többszörösen elérte azt az értéket, amely akkor volt, amikor a csillag a fő szekvencián volt. Amikor a mag elegendő hőmérsékletet és sűrűséget ér el a hélium-fúziós reakció megkezdéséhez, a csillag térfogata csökken, és vízszintes elágazási csillaggá válik , a HR diagram vízszintes területévé . A hélium fúziója a szén és az oxigén inert magját képezte. Amikor a hélium kimerült a magban, a hidrogén égési rétege mellett kialakított új rétegben kezdett égni. Ezután a csillag áthaladt a HR diagram óriásainak aszimptotikus ágán . Ha a csillagnak elegendő tömege van, a magban lévő szén oxigénné , neonné és magnéziummá is átalakul .
A vörös óriások és az AGB csillagok sugara a külső burok tágításával a nap sugarának több százszorosát is elérheti. Például az AGB pulzáló csillag sugara körülbelül 5 × 10 8 km (3 AU). Ezek az értékek sokkal nagyobbak, mint az IK Pegasi két csillagát elválasztó távolság: ebben az időszakban a két csillagnak közös burkolata volt. Ennek eredményeként az IK Pegasi A légkörét szennyezhette társa, megváltoztatva ezzel izotópos összetételét .
Az inert oxigén-szén (vagy oxigén-neon) mag kialakulása után a termonukleáris fúziós reakció a magot körülvevő két koncentrikus rétegben kezdődik: a hidrogén a legkülső rétegben ég, míg a hélium a szívhez legközelebb eső rétegekben reagál. Ez a kétrétegű fázis azonban instabil: termikus impulzusokat produkál, amelyek nagymértékű anyagkibocsátást okoznak a csillag külső héjából. A kidobott anyagok hatalmas felhőt képeztek, amelyet bolygóködnek neveztek . A hidrogén burkolat szinte teljesen kilökődik a csillagból, csak egy fehér törpe marad, amely főleg az inert magból képződik.
A nucleus IK Pegasi B állhat akár szén és az oxigén, vagy neon és oxigén, ha szén-fúziós történt belül progenitor csillag. Ez utóbbi esetben kabátja szénben és oxigénben gazdag lenne. Mindkét esetben a csillag külső rétege szinte kizárólag hidrogénből áll: az IK Pegasi B tehát DA osztályú csillag . Köszönhetően nagyobb atomtömegű , a hélium a boríték vándorolt a hidrogén-réteg. A gravitációs által létrehozott tömege a csillag teljes egészében kompenzálja a nyomás degeneráció az elektronok , a kvantum jelenség korlátozása mennyiségű anyag jelen egy adott térfogatban.
Az IK Pegasi B tömege, 1,15 naptömeg, fehér törpének magas. Bár az IK Pegasi B közvetlenül nem volt megfigyelhető, annak sugara megbecsülhető a fehér törpék tömege és sugara közötti elméleti összefüggés felhasználásával. Az IK Pegasi B sugara körülbelül 0,60% a Napé. Ezért ez a csillag a Napénál nagyobb tömeget tartalmaz a Földéhez közeli térfogatban: ennek a csillagnak a sűrűsége rendkívüli.
Tömege és sűrűsége miatt a fehér törpe felületi gravitációja magas. A csillagászok a CGS egységrendszerben kifejezett gravitációs gyorsulás tizedes logaritmusával jegyzik meg, és megjegyzik a log g értéket . A log g értéke 8,95 az IK Pegasi B esetében. Összehasonlításképpen, a log g értéke 4,44 a napra (kb. 30 000-szer kevesebb).
Becslése szerint tényleges felületi hőmérséklete 35 500 ± 1500 K körül van, ami jelentős ultraibolya sugárforrást jelent. Pár hiányában a fehér törpe több mint egymilliárd évig hűl, miközben sugara megközelítőleg állandó marad.
Egy 1993-as cikkben David Wonnacott, Barry J. Kellett és David J. Stickland becslései szerint a rendszer Ia típusú szupernóvává vagy kataklizmatikus változóvá fejlődhet . Az IK Pegasi B a legközelebbi csillag, amely valószínűleg szupernóvává fejlődik a Földön. Ez az evolúció azonban hosszú, és amikor felrobban, elég messze lesz a Földtől, és nem jelent kockázatot. Gehrels és mtsai számításai szerint a szupernóvának 26 fényévnél kevesebb távolságra kell lennie ahhoz, hogy elpusztítsa a Föld ózonrétegét, és ezáltal jelentősen befolyásolja annak bioszféráját .
Egy bizonyos ponton az IK Pegasus A magjában lévő összes hidrogén kiég. A csillag elhagyja a fő szekvenciát, és vörös óriássá válik. A csillag sugara jelentősen megnő, és a kezdeti sugár több mint százszorosát elérheti. Amint az IK Pegasi A külső burkolata elhalad társának Roche-lebenyén , a fehér törpe körül gáz halmazállapotú korong keletkezik. Ez a főleg hidrogénből és héliumból álló gáz felhalmozódik társa felszínén. Ez a két csillag közötti tömegátvitel csökkenti a két csillag közötti távolságot.
A fehér törpe felszínén a felgyülemlő gáz összenyomódik és hőmérséklete emelkedik. Amikor a hidrogénréteg nyomása és hőmérséklete elég nagy lesz a magfúziós reakció kiváltásához , nagy mennyiségű hidrogén átalakul héliummá és más nehezebb elemekké . Az e folyamat által felszabadított óriási mennyiségű energia kiszorítja a megmaradt gázokat a fehér törpe felszínéről, és rendkívül fényes, de rövid ideig tartó ragyogást eredményez : a fehér törpe fényessége néhány napig vagy hónapig több nagyságrendű növekedést mutat . Az RS Ophiuchi egy bináris csillag példája, amely vörös óriásból és fehér törpe társból áll. Az RS Ophiuchi legalább hat kitörést tapasztalt 1898 óta .
Lehetséges, hogy az IK Pegasi B ilyen módon fejlődik. A csillag azonban továbbra is felhalmozhatja a tömeget, ha csak a felgyülemlő gáz egy része kerül kibocsátásra. Bár visszatérő novaként viselkedik, az IK Pegasus B továbbra is felhalmozná az anyagot, és burkolata nőne.
Egy másik modell, amelyben a fehér törpe az anyagot felhalmozza anélkül, hogy novává válna, a szűk bináris rendszerből származó nagyon alacsony energiájú röntgenforrás ( közeli bináris szuperlágy röntgenforrás (CBSS) ) modellje . Ebben a forgatókönyvben a fehér törpéhez való tömegtranszfer sebessége olyan, hogy a fúziós reakció folyamatosan zajlik a felszínen. A beérkező hidrogén a reakcióval héliummá alakul. Ezek a források nagy tömegű fehér törpék, amelyeknek nagyon magas a felületi hőmérséklete (0,5−1 × 10 6 K ).
Amikor egy fehér törpe megközelíti a csandrasekhari 1,44 naptömegű határt , a sugárzási nyomás már nem elegendő a gravitáció ellen, és a csillag összeomlik. Ha a mag főleg oxigénből, neonból és magnéziumból áll, akkor a kialakult csillag a legtöbb esetben neutroncsillag . Ebben az esetben a csillag tömegének csak egy részét dobják ki. Ha éppen ellenkezőleg, a mag szénből és oxigénből áll, akkor a csillag jelentős része az összeomlást követően rövid ideig magfúzióba kerül. A csillag ezután egy Ia típusú szupernóva formájában felrobban.
Az IK Pegasi B esetleges robbanása nem jelent veszélyt a Föld életére . Valószínűtlen, hogy az IK Pegasi A vörös óriássá váljon a közeljövőben. Ezenkívül 20,4 km / s sebességgel , vagyis 14 700 évente egy fényévvel távolodik el a Naptól . 5 millió év alatt ennek a csillagnak több mint 500 fényévnyire kell lennie a Földtől, annál a gömb sugaránál, amelyen belül az Ia típusú szupernóva veszélyes lenne.
A szupernóva felrobbanása után az adományozó csillag többi része (IK Pegasi A) a végső sebességgel folytatja az űrben , amikor egy közeli ikerrendszer tagja volt. Az így kapott relatív sebesség elérheti a 100-200 km / s-ot , így a Tejút egyik leggyorsabb objektuma lehet . Társa is látni fogja, hogy a robbanás során a tömege hirtelen csökken, és jelenléte révén lyuk keletkezhet a táguló törmelékben. Ettől kezdve a csillag magányos fehér törpévé válik. A szupernóva robbanása a kilökődött anyag maradványait hozza létre , amelyek elterjednek a csillagközi közegben .