 Usytuowanie układu IK Pegasi w gwiazdozbiorze Pegaza | |||||||||||||||
| Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||
| Gwiazdozbiór | |||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Rektascensja | 21h 26m 26,661s[1] | ||||||||||||||
| Deklinacja | +19° 22′ 32,32″[1] | ||||||||||||||
| Paralaksa (π) | |||||||||||||||
| Odległość | |||||||||||||||
| Wielkość obserwowana (pasmo V) | |||||||||||||||
| Ruch własny (RA) | |||||||||||||||
| Ruch własny (DEC) | 16,20 ± 0,29 mas/rok[1] | ||||||||||||||
| Prędkość radialna | −9,70 ± 0,20 km/s[1] | ||||||||||||||
| Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||
| Rodzaj gwiazdy | gwiazdaciągu głównego | ||||||||||||||
| Typ widmowy | kA6hA9mF0[1] | ||||||||||||||
| Masa | |||||||||||||||
| Promień | |||||||||||||||
| Metaliczność [Fe/H] | 0,07 ± 0,30[2] | ||||||||||||||
| Wielkość absolutna | |||||||||||||||
| Jasność | |||||||||||||||
| Prędkość obrotu | 32,5 ± 2,5 km/s[5] | ||||||||||||||
| Przyspieszenie grawitacyjne | 10(4,25 ± 0,10)[2] | ||||||||||||||
| Wiek | 50–600×106 lat[2] | ||||||||||||||
| Temperatura | 7624 K[4] | ||||||||||||||
| Charakterystyka orbitalna | |||||||||||||||
| Krąży wokół | |||||||||||||||
| Półoś wielka | 7924[3] pc | ||||||||||||||
| Mimośród | 0,0721[3] | ||||||||||||||
| Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||
| |||||||||||||||
| |||||||||||||||
| |||
| Charakterystyka fizyczna | |||
| Rodzaj gwiazdy | |||
|---|---|---|---|
| Typ widmowy | DA[1] | ||
| Masa | |||
| Promień | |||
| Przyspieszenie grawitacyjne | 109[6] | ||
| Temperatura | 35 500 ± 1500 K[6] | ||
| Charakterystyka orbitalna | |||
| Krąży wokół | IK Pegasi A | ||
| Półoś wielka | |||
| Okres orbitalny | 21,7[6] | ||
| Alternatywne oznaczenia | |||
| |||
| |||
IK Pegasi (HR 8210) –gwiazda wgwiazdozbiorze Pegaza, odległa o ok. 154lata świetlnych odSłońca. Jest to układspektroskopowo podwójny, najbliższyZiemi prawdopodobny progenitorsupernowej.
Obserwowana wielkość gwiazdowa układu to ok. 6,1m, zatem przy sprzyjających warunkach może on być dostrzeżonygołym okiem[1]. Znajduje się w zachodniej części gwiazdozbioru Pegaza, w pobliżu jaśniejszej gwiazdy1 Pegasi. Dwóch składników układu nie da się rozdzielić wizualnie[7].
Nachylenie orbit bliskie 90° sugeruje, że w zakresieultrafioletu możliwe jest zaobserwowaniezaćmień[6].
Jest to biała gwiazdaciągu głównego, zaliczana dotypu widmowego A8m[3][6], chociaż jej nowsza klasyfikacja uwzględniająca różne zakresy widmowe jest bardziej skomplikowana (kA6hA9mF0)[1]. Ma jasność ok. 6,6 razy większą niżjasność Słońca i temperaturę 7624K[4]. Jej masa to 1,65masy Słońca, promień jest 1,6 raza większy odpromienia Słońca[2]. Rotuje z prędkością 32,5 ± 2,5 km/s[5].
IK Pegasi A jestgwiazdą zmienną typu Delta Scuti, pulsującą z częstotliwością 22,9 raza na dzień[2].
W 1993 roku zidentyfikowano słabszy składnik tego układu podwójnego: jest tobiały karzeł należący dotypu 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. 44promieni Słońca (~0,2au). Składniki obiegają wspólny środek masy w czasie 21,7 dnia[6].
Układ IK Pegasi jest podobny do układuSyriusza 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 stadiumnadolbrzyma, układ utworzyłwspólną otoczkę o promieniu sięgającym ~840R☉[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 postacimgławicy planetarnej (podobnie jak w przypadkuNGC 2346), która od tamtego czasu rozproszyła się wGalaktyce[8].
Przyszłość tego układu może wyglądać dwojako, zależnie od tego, czy szybsza będzieewolucja IK Peg A wolbrzyma, 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 wzmienną kataklizmiczną i prawdopodobnie po przekroczeniugranicy Chandrasekhara zakończy swoje istnienie eksplozjąsupernowej typu Ia[8].
Układ IK Pegasi oddala się od Słońca i chociaż jest obecnie najbliższym prawdopodobnym progenitorem supernowej, jest zbyt daleko, aby wywołaćmasowe wymieranie, a w przyszłości znacznie bardziej oddali się odUkładu Słonecznego[9].
