Войти
 . Местоположение И.К. Пегаса. | |
| Данные наблюдений. Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Пегас |
| Прямое восхождение | 21 26 26,66066 |
| Склонение | + 19 ° 22 ′ 32,3169 ″ |
| Видимый звездная величина (В) | 6,08 |
| Характеристики | |
| A | |
| Спектральный тип | A8m: или kA6hA9mF0 |
| U − B индекс цвета | 0,03 |
| B− V индекс цвета | 0,235 ± 0,009 |
| Тип переменной | Дельта Щит |
| B | |
| Спектральный тип | DA |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | -9,7 ± 0,2 км / с |
| Собственная движение (μ) | RA: +80.964 mas /yr. Dec.: +16.205 mas /yr |
| Parallax ( π) | 21,1287 ± 0,1410 мсек. |
| Расстояние | 154 ± 1 ly. (47,3 ± 0,3 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | 2,75 |
| Детали | |
| A | |
| Масса | 1,65 M☉ |
| Радиус | 1,47 + 0,07. -0,09 R☉ |
| Светимость | 6,568 ± 0,051 L☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g) | 4,25 cgs |
| Температура | 7,624 + 237. −181 K |
| Металличность | 117 |
| Скорость вращения (v sin i) | < 32.5 km/s |
| Возраст | 50–600 млн лет |
| B | |
| Масса | 1,15 M☉ |
| Радиус | 0,006 R☉ |
| Светимость | 0,12 L☉ |
| Плотность на поверхности (log g) | 8,95 cgs |
| Температура | 35,500 K |
| Другое Обозначения | |
| AB: IK Peg, BD + 18 ° 4794, HD 204188, HIP 105860, HR 8210, SAO 107138. | |
| B: WD 2124 + 191, EUVE J2126 + 193. | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
IK Pegasi (или HR 8210 ) - это двойная звезда система в созвездии Пегас. Оно достаточно яркое, чтобы его можно было увидеть невооруженным глазом на расстоянии около 154 световых лет от Солнечной системы.
. Первичный элемент (IK Pegasi A) - это A звезда главной последовательности, которая отображает незначительные пульсации светимости. Она классифицируется как звезда с переменной величиной Дельта Щита и имеет периодический цикл изменения светимости, который повторяется примерно 22,9 раза в день. Его спутник (И.К. Пегаси B) - массивный белый карлик - звезда, которая эволюционировала после главной последовательности и больше не генерирует энергию посредством ядерного синтеза. Они вращаются друг вокруг друга каждые 21,7 дня со средним расстоянием около 31 миллиона километров, или 19 миллионов миль, или 0,21 астрономических единиц (а.е.). Это меньше, чем орбита Меркурия вокруг Солнца.
И.К. Пегаси B - ближайший известный кандидат в предки сверхновой. Когда первичный элемент начинает превращаться в красного гиганта, ожидается, что он вырастет до радиуса, при котором белый карлик может аккрецировать материю из расширенной газовой оболочки. Когда белый карлик приближается к пределу Чандрасекара 1,4 солнечной массы (M☉ ), он может взорваться как сверхновая типа Ia.
Эта звездная система была занесена в каталог Bonner Durchmusterung 1862 года («Боннский астрометрический обзор») как BD + 18 ° 4794B. Позже он появился в Пикеринге 1908 Гарвардском пересмотренном фотометрическом каталоге как HR 8210. Обозначение «IK Pegasi» следует за расширенной формой номенклатуры переменных звезд, введенной Фридрих В. Аргеландер.
Исследование спектрографических деталей этой звезды показало характерный сдвиг линии поглощения двойной звездной системы. Это смещение создается, когда их орбита переносит звезды-члены к наблюдателю, а затем от него, вызывая доплеровский сдвиг в длине волны линейных объектов. Измерение этого сдвига позволяет астрономам определить относительную орбитальную скорость по крайней мере одной из звезд, даже если они не могут разрешить отдельные компоненты.
В 1927 году канадский астроном Уильям Э. Харпер использовал этот метод для измерения периода этой однолинейной спектроскопической двойной системы и определил, что он составляет 21,724 дня. Он также первоначально оценил эксцентриситет орбиты как 0,027. (Более поздние оценки показали, что эксцентриситет по существу равен нулю, что является значением для круговой орбиты.) Амплитуда скорости была измерена как 41,5 км / с, что является максимальной скоростью основного компонента на луче зрения Солнечной системы.
Расстояние до системы И.К. Пегаса можно измерить напрямую, наблюдая крошечные сдвиги параллакса этой системы (на более удаленном звездном фоне) при орбитах Земли. вокруг Солнца. Этот сдвиг был измерен с высокой точностью космическим кораблем Hipparcos, что дало оценку расстояния в 150 световых лет (с точностью ± 5 световых лет). Тот же космический аппарат также измерил собственное движение этой системы. Это небольшое угловое движение И.К. Пегаса по небу из-за его движения в пространстве.
Комбинация расстояния и собственного движения этой системы может быть использована для вычисления поперечной скорости И. К. Пегаса, равной 16,9 км / с. Третий компонент, гелиоцентрическая лучевая скорость, может быть измерен с помощью среднего красного смещения (или синего смещения) звездного спектра. В Общем каталоге радиальных скоростей звезд указана лучевая скорость для этой системы -11,4 км / с. Комбинация этих двух движений дает космическую скорость 20,4 км / с относительно Солнца.
Была предпринята попытка сфотографировать отдельные компоненты этой двойной системы с помощью Хаббла. Космический телескоп, но звезды оказались слишком близко, чтобы их можно было разобрать. Недавние измерения с помощью космического телескопа Extreme Ultraviolet Explorer дали более точный орбитальный период 21,72168 ± 0,00009 суток. Считается, что наклон орбитальной плоскости этой системы близок к ребру (90 °), если смотреть с Земли. Если это так, то можно будет наблюдать затмение.
. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (диаграмма HR) представляет собой график светимости по сравнению с цветовым индексом для набора звезд. И.К. Пегаси A в настоящее время является звездой главной последовательности - термин, который используется для описания почти линейной группировки основных водородосодержащих звезд на основе их положения на диаграмме HR. Однако IK Pegasi A находится в узкой, почти вертикальной полосе диаграммы HR, известной как полоса нестабильности. Звезды в этой полосе колеблются когерентным образом, что приводит к периодическим пульсациям светимости звезды.
Эти пульсации возникают в результате процесса, называемого κ-механизмом. Часть внешней атмосферы звезды становится оптически толстой из-за частичной ионизации определенных элементов. Когда эти атомы теряют электрон, вероятность того, что они будут поглощать энергию, увеличивается. Это приводит к повышению температуры, что вызывает расширение атмосферы. Надутая атмосфера становится менее ионизированной и теряет энергию, заставляя ее охлаждаться и снова сокращаться. Результатом этого цикла является периодическая пульсация атмосферы и соответствующее изменение светимости.
Относительные размеры И.К. Пегаса A (слева), B (внизу в центре) и Солнца (справа). Звезды в пределах части полосы нестабильности, которая пересекает главную последовательность, называются переменными дельты Щита. Они названы в честь прототипа звезды для таких переменных: Delta Scuti. Переменные Delta Scuti обычно находятся в диапазоне от спектрального класса A2 до F8 и класса звездной светимости от III (гиганты ) до V (звезды главной последовательности ). Это короткопериодические переменные с регулярной частотой пульсации от 0,025 до 0,25 дня. Звезды Дельта Щит имеют обилие элементов, аналогичное солнечному (см. звезды населения I ) и от 1,5 до 2,5 M☉. Частота пульсации IK Pegasi A была измерена при 22,9 циклах в день или один раз каждые 0,044 дня.
Астрономы определяют металличность звезды как содержание химических элементов. с более высоким атомным номером, чем гелий. Это измеряется с помощью спектроскопического анализа атмосферы с последующим сравнением с результатами, ожидаемыми от вычисленных звездных моделей. В случае IK Pegasus A расчетное содержание металла составляет [M / H] = +0.07 ± 0.20. Это обозначение дает логарифм отношения металлических элементов (M) к водороду (H) минус логарифм отношения металлов Солнца. (Таким образом, если звезда соответствует содержанию металлов на Солнце, это значение будет равно нулю.) Логарифмическое значение 0,07 эквивалентно фактическому коэффициенту металличности 1,17, так что звезда примерно на 17% богаче металлическими элементами, чем Солнце. Однако погрешность этого результата относительно велика.
В спектре звезд класса A, таких как IK Pegasi A, видны сильные бальмеровские линии водорода наряду с линиями поглощения ионизированных металлов, включая линию K ионизированного кальция (Ca II) при длине волны 393,3 нм. Спектр IK Pegasi A классифицируется как предельный Am (или «Am:»), что означает, что он отображает характеристики спектрального класса A, но имеет незначительную металлическую облицовку. То есть в атмосфере этой звезды наблюдается немного (но аномально) более высокая, чем обычно, сила линий поглощения металлических изотопов. Звезды спектрального класса Am часто являются членами тесных двойных систем с спутником примерно такой же массы, как в случае с И. К. Пегаси.
Звезды спектрального класса A более горячие и массивные, чем Солнце. Но, как следствие, их продолжительность жизни на главной последовательности соответственно короче. Для звезды с массой, подобной IK Pegasi A (1,65 M☉), ожидаемое время жизни на главной последовательности составляет 2–3 × 10 лет, что примерно вдвое меньше нынешнего возраста Солнца.
Что касается массы, относительно молодой Альтаир является ближайшей к Солнцу звездой, которая является звездным аналогом компонента A - ее оценка составляет 1,7 M☉. Двойная система в целом имеет некоторое сходство с близлежащей системой Сириус, у которой есть первичный объект класса А и компаньон - белый карлик. Однако Сириус A более массивен, чем IK Pegasi A, а орбита его спутника намного больше, с большой полуосью 20 а.е.
Звезда-компаньон - плотный белый карлик. Эта категория звездных объектов достигла конца своей эволюционной продолжительности жизни и больше не генерирует энергию с помощью ядерного синтеза. Вместо этого, при нормальных обстоятельствах, белый карлик будет постоянно излучать свою избыточную энергию, в основном накопленное тепло, становясь все холоднее и тусклее в течение многих миллиардов лет.
Почти все мелкие а звезды средней массы (менее 11 M☉) превратятся в белых карликов, как только они исчерпают свой запас термоядерного топлива. Такие звезды проводят большую часть своей жизни, вырабатывающей энергию, как звезды главной последовательности. Время, которое звезда проводит на главной последовательности, зависит в первую очередь от ее массы, при этом продолжительность жизни уменьшается с увеличением массы. Таким образом, чтобы IK Pegasi B стал белым карликом до компонента A, он должен был когда-то быть более массивным, чем компонент A. Фактически, предшественник IK Pegasi B, как полагают, имел массу от 6 до 10 M☉.
Когда водородное топливо в ядре прародителя IK Pegasi B было израсходовано, оно превратилось в красного гиганта. Внутреннее ядро сжималось, пока не началось горение водорода в оболочке, окружающей гелиевое ядро. Чтобы компенсировать повышение температуры, внешняя оболочка расширилась во много раз по сравнению с радиусом звезды главной последовательности. Когда ядро достигло температуры и плотности, при которых гелий мог начать синтез, эта звезда сжалась и стала так называемой звездой горизонтальной ветви. То есть он принадлежал к группе звезд, которые падают примерно на горизонтальную линию на диаграмме H-R. При синтезе гелия образуется инертное ядро из углерода и кислорода. Когда гелий был исчерпан в ядре, образовалась горящая гелий оболочка в дополнение к горящей водородом оболочка, и звезда переместилась в то, что астрономы называют асимптотической ветвью гигантов, или AGB. (Это дорожка, ведущая к правому верхнему углу диаграммы HR.) Если бы звезда имела достаточную массу, со временем синтез углерода мог бы начаться в ядре, производя кислород, неон и магний.
Внешняя оболочка красного гиганта или звезды AGB может расширяться в несколько сотен раз больше радиуса Солнца, занимая радиус примерно 5 × 10 км (3 а.е.) в случае пульсирующей звезды AGB Мира. Это намного превышает текущее среднее расстояние между двумя звездами в IK Pegasi, поэтому в этот период времени у двух звезд была общая оболочка. В результате внешняя атмосфера IK Pegasi A могла получить изотопное усиление.
Туманность Хеликс создается звездой, эволюционирующей в белого карлика. НАСА Изображение ESA. Через некоторое время после образования инертного ядра кислород-углерод (или кислород-магний-неон) термоядерный синтез начал происходить вдоль двух оболочек, концентрических основной регион; водород сжигался вдоль внешней оболочки, в то время как синтез гелия происходил вокруг инертного ядра. Однако эта фаза с двойной оболочкой нестабильна, поэтому она производит тепловые импульсы, которые вызывают крупномасштабные выбросы массы из внешней оболочки звезды. Этот выброшенный материал сформировал огромное облако вещества, названное планетарной туманностью. Вся водородная оболочка, кроме небольшой, отошла от звезды, оставив после себя остаток белого карлика, состоящий в основном из инертного ядра.
Внутри IK Pegasi B может состоять полностью из углерода и кислорода; в качестве альтернативы, если его предшественник подвергся сжиганию углерода, он может иметь ядро из кислорода и неона, окруженное мантией, обогащенной углеродом и кислородом. В любом случае внешняя часть IK Pegasi B покрыта атмосферой из почти чистого водорода, что дает этой звезде ее звездную классификацию DA. Из-за более высокой атомной массы любой гелий в оболочке будет погружен под слой водорода. Вся масса звезды поддерживается давлением электронного вырождения - квантово-механическим эффектом, ограничивающим количество вещества, которое может быть сжато в заданный объем.
На этом графике показан теоретический радиус белого карлика с учетом его массы. Зеленая кривая соответствует релятивистской модели электронного газа. При оценке 1,15 M☉И.К. Пегаси Б считается белым карликом большой массы. Хотя его радиус не наблюдался напрямую, его можно оценить из известных теоретических соотношений между массой и радиусом белых карликов, что дает значение около 0,60% от радиуса Солнца. (Другой источник дает значение 0,72%, поэтому остается некоторая неопределенность в этом результате.) Таким образом, эта звезда упаковывает массу, превышающую Солнце, в объем, примерно равный размеру Земли, что указывает на крайнюю величину этого объекта плотность.
Массивная компактная природа белого карлика создает сильную поверхностную гравитацию. Астрономы обозначают это значение десятичным логарифмом от гравитационной силы в единицах cgs или log g. Для IK Pegasi B log g составляет 8,95. Для сравнения, log g для Земли составляет 2,99. Таким образом, поверхностная гравитация на IK Pegasi более чем в 900000 раз превышает гравитационную силу на Земле.
Эффективная температура поверхности IK Pegasi B оценивается примерно в 35 500 ± 1500 K, что делает его сильным источником ультрафиолетовое излучение. В нормальных условиях этот белый карлик продолжал бы охлаждаться более миллиарда лет, в то время как его радиус практически не изменился бы.
В статье 1993 года Дэвида Воннакотта, Барри Дж. Келлетт и Дэвид Дж. Стикленд определили эту систему как кандидата на превращение в сверхновую типа Ia или катаклизмическую переменную. Находящийся на расстоянии 150 световых лет, это ближайший известный кандидат в предшественник сверхновой Земли. Однако за то время, которое потребуется системе, чтобы развиться до состояния, при котором может возникнуть сверхновая, она переместится на значительное расстояние от Земли, но все же может представлять угрозу.
В какой-то момент в будущем IK Pegasi A будет потреблять водородное топливо в своем ядре и начнёт уходить от главной последовательности, чтобы сформировать красного гиганта. Оболочка красного гиганта может увеличиваться до значительных размеров, в сто раз превышая свой предыдущий радиус (или больше). Как только IK Pegasi A расширяется до точки, в которой его внешняя оболочка выходит за пределы полости Роша его спутника, вокруг белого карлика образуется газообразный аккреционный диск . Этот газ, состоящий в основном из водорода и гелия, затем накапливается на поверхности спутника. Этот массоперенос между звездами также приведет к сокращению их взаимной орбиты.
На поверхности белого карлика аккрецированный газ сжимается и нагревается. В какой-то момент скопившийся газ может достичь условий, необходимых для синтеза водорода, вызывая неуправляемую реакцию, которая вытеснит часть газа с поверхности. Это привело бы к (повторяющемуся) взрыву новой - катаклизмической переменной звезды - и светимость белого карлика быстро увеличилась бы на несколько звездных величин в течение нескольких дней или месяцев. Примером такой звездной системы является RS Ophiuchi, двойная система, состоящая из красного гиганта и белого карлика-компаньона. RS Ophiuchi вспыхивал в (повторяющуюся) новую звезду по крайней мере шесть раз, каждый раз увеличивая критическую массу водорода, необходимую для безудержного взрыва.
Возможно, что IK Pegasi B будет следовать аналогичной схеме. Однако для накопления массы может быть выброшена только часть аккрецированного газа, так что с каждым циклом масса белого карлика будет постоянно увеличиваться. Таким образом, даже если он будет вести себя как повторяющаяся новая звезда, IK Pegasus B мог бы продолжать накапливать растущую оболочку.
Альтернативная модель, которая позволяет белому карлику постоянно накапливать массу, не извергаясь, как новая, называется близкой звездой. бинарный сверхмягкий источник рентгеновского излучения (CBSS). В этом сценарии скорость массопереноса в тесную двойную систему белых карликов такова, что устойчивое горение термоядерного синтеза может поддерживаться на поверхности, поскольку поступающий водород расходуется в термоядерном синтезе для производства гелия. Эта категория сверхмягких источников состоит из белых карликов большой массы с очень высокими температурами поверхности (от 0,5 × 10 до 1 × 10 К).
Если масса белого карлика приближается к пределу Чандрасекара 1,4 M☉, он больше не будет поддерживаться давлением вырождения электронов и подвергнется коллапсу. Для ядра, состоящего в основном из кислорода, неона и магния, коллапсирующий белый карлик, вероятно, сформирует нейтронную звезду. В этом случае в результате будет выброшена лишь часть массы звезды. Однако, если ядро вместо этого состоит из углерод-кислород, повышение давления и температуры вызовет плавление углерода в центре до достижения предела Чандрасекара. Драматическим результатом является безудержная реакция ядерного синтеза, которая за короткое время поглощает значительную часть звезды. Этого будет достаточно, чтобы развязать звезду в результате катастрофического взрыва сверхновой типа Ia.
Такое событие сверхновой может представлять некоторую угрозу жизни на Земле. Считается, что основная звезда, IK Pegasi A, вряд ли в ближайшем будущем превратится в красного гиганта. Как было показано ранее, космическая скорость этой звезды относительно Солнца составляет 20,4 км / с. Это эквивалентно перемещению на расстояние в один световой год каждые 14 700 лет. Например, через 5 миллионов лет эта звезда будет отделена от Солнца более чем на 500 световых лет. Считается, что сверхновая типа Ia в пределах тысячи парсеков (3300 световых лет) может повлиять на Землю, но она должна быть ближе, чем примерно 10 парсеков (около тридцати световых лет), чтобы нанести серьезный ущерб земной биосфере.
После взрыва сверхновой остаток звезды-донора (И.К. Пегас A) продолжит движение с конечной скоростью, которой он обладал, когда он был членом близкой орбитальной двойной системы. В результате относительная скорость может достигать 100–200 км / с, что помещает его в число высокоскоростных членов галактики . Компаньон также потеряет некоторую массу во время взрыва, и его присутствие может создать разрыв в расширяющемся мусоре. С этого момента он превратится в один белый карлик. Взрыв сверхновой создаст остаток расширяющегося материала, который в конечном итоге сольется с окружающей межзвездной средой.
 | Викискладе есть медиафайлы, связанные с И.К. Пегаси. |
