IK Pegasi - IK Pegasi

IK Pegasi
Locația IK Pegasi.png
Locația IK Pegasi.
Date de observație Epoch J2000       Equinox J2000
Constelaţie Pegas
Ascensiunea dreaptă 21 h 26 m 26.66066 s
Declinaţie + 19 ° 22 ′ 32.3169 ″
Magnitudine aparentă  (V) 6.08
Caracteristici
A
Tipul spectral A8m: sau kA6hA9mF0
Indicele de culoare U − B 0,03
Indice de culoare B − V 0,235 ± 0,009
Tipul variabil Delta Scuti
B
Tipul spectral DA
Astrometrie
Viteza radială (R v ) −9,7 ± 0,2  km / s
Mișcare adecvată (μ) RA:  +80.964  mase / an
Dec .:  +16.205  mase / an
Paralax (π) 21.1287 ± 0.1410  mas
Distanţă 154 ± 1  l
(47,3 ± 0,3  buc )
Magnitudine absolută  (M V ) 2,75
Detalii
A
Masa 1,65  M ☉
Rază 1,47+0,07
−0,09 R ☉
Luminozitate 6,568 ± 0,051  L ☉
Greutatea suprafeței (log  g ) 4,25  cgs
Temperatura 7.624+237
−181 K
Metalicitate 117
Viteza de rotație ( v  sin  i ) <32,5 km / s
Vârstă 50–600  Myr
B
Masa 1,15  M ☉
Rază 0,006  R ☉
Luminozitate 0,12  L ☉
Greutatea suprafeței (log  g ) 8,95  cgs
Temperatura 35.500  K
Alte denumiri
AB : IK Peg , BD + 18 ° 4794 , HD  204188, HIP  105860, HR  8210, SAO  107138.
B : WD 2124 + 191, EUVE J2126 + 193.
Referințe la baza de date
SIMBAD date

IK Pegasi (sau HR 8210 ) este un binar stea sistem în constelația Pegasus . Este doar suficient de luminos pentru a fi văzut cu ochiul fără ajutor, la o distanță de aproximativ 154  de ani lumină de Sistemul Solar .

Primara (IK Pegasi A) este o stea de secvență principală de tip A care afișează pulsații minore în luminozitate . Este clasificată ca o stea variabilă Delta Scuti și are un ciclu periodic de variație a luminozității care se repetă de aproximativ 22,9 ori pe zi. Însoțitorul său (IK Pegasi B) este o pitică albă masivă - o stea care a evoluat după secvența principală și nu mai generează energie prin fuziune nucleară . Se orbitează reciproc la fiecare 21,7 zile, cu o separare medie de aproximativ 31 de milioane de kilometri sau 19 milioane de mile sau 0,21  unități astronomice (AU). Aceasta este mai mică decât orbita lui Mercur din jurul Soarelui .

IK Pegasi B este cel mai apropiat candidat cunoscut al progenitorului supernova . Când primarul începe să evolueze într-un gigant roșu , este de așteptat să crească până la o rază în care pitica albă poate acumula materie din învelișul gazos expandat. Când pitica albă se apropie de limita Chandrasekhar de 1,4  mase solare ( M ☉ ), aceasta poate exploda ca o supernovă de tip Ia .

Observare

Acest sistem stelar a fost catalogat în Bonner Durchmusterung din 1862 („Bonn Astrometric Survey”) ca BD + 18 ° 4794B. A apărut mai târziu în catalogul lui Pickering, din 1908, revizuit de fotometrie Harvard ca HR 8210. Denumirea „IK Pegasi” urmează forma extinsă a nomenclaturii variabile a stelelor introdusă de Friedrich W. Argelander .

Examinarea trăsăturilor spectrografice ale acestei stele a arătat schimbarea caracteristică a liniei de absorbție a unui sistem stelar binar. Această deplasare este creată atunci când orbita lor duce stelele membre către și apoi departe de observator, producând o deplasare doppler în lungimea de undă a caracteristicilor liniei. Măsurarea acestei deplasări permite astronomilor să determine viteza orbitală relativă a cel puțin uneia dintre stele, chiar dacă nu sunt în măsură să rezolve componentele individuale.

În 1927, astronomul canadian William E. Harper a folosit această tehnică pentru a măsura perioada acestei binare spectroscopice cu o singură linie și a determinat-o să fie de 21.724 zile. De asemenea, el a estimat inițial excentricitatea orbitală ca fiind 0,027. (Estimările ulterioare au dat o excentricitate în esență zero, care este valoarea pentru o orbită circulară.) Amplitudinea vitezei a fost măsurată la 41,5 km / s, care este viteza maximă a componentei primare de-a lungul liniei de vedere până la sistemul solar.

Distanța până la sistemul IK Pegasi poate fi măsurată direct observând micile deplasări de paralaxă ale acestui sistem (pe fundalul stelar mai îndepărtat) pe măsură ce Pământul orbitează în jurul Soarelui. Această deplasare a fost măsurată cu precizie ridicată de nava spațială Hipparcos , rezultând o distanță estimată de 150  de ani lumină (cu o precizie de ± 5 ani lumină). Aceeași navă spațială a măsurat și mișcarea corectă a acestui sistem. Aceasta este mișcarea unghiulară mică a IK Pegasi peste cer din cauza mișcării sale prin spațiu.

Combinația dintre distanță și mișcarea corectă a acestui sistem poate fi utilizată pentru a calcula viteza transversală a IK Pegasi ca 16,9 km / s. A treia componentă, viteza radială heliocentrică , poate fi măsurată prin deplasarea medie spre roșu (sau spre albastru) a spectrului stelar. Catalogul general al Stellar radial Vitezele listează o viteză radială de -11.4 km / s pentru acest sistem. Combinația acestor două mișcări dă o viteză spațială de 20,4 km / s față de Soare.

S-a încercat fotografierea componentelor individuale ale acestui binar folosind telescopul spațial Hubble , dar stelele s-au dovedit prea aproape de rezolvat. Măsurătorile recente cu telescopul spațial Ultraviolet Explorer au dat o perioadă orbitală mai precisă de 21,72168 ± 0,00009 zile . Se crede că înclinația planului orbital al acestui sistem este aproape de margine (90 °), așa cum se vede de pe Pământ. În acest caz, poate fi posibilă observarea unei eclipse .

IK Pegasi A

Diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama HR) este un teren de luminozitate față de un indice de culoare pentru un set de stele. IK Pegasi A este în prezent o stea de secvență principală - un termen care este folosit pentru a descrie o grupare aproape liniară a stelelor de bază cu hidrogen care fuzionează pe baza poziției lor pe diagrama HR. Cu toate acestea, IK Pegasi A se află într-o bandă îngustă, aproape verticală, a diagramei HR, cunoscută sub numele de banda de instabilitate . Stelele din această bandă oscilează într-un mod coerent, rezultând pulsații periodice în luminozitatea stelei.

Pulsațiile rezultă dintr-un proces numit mecanismul κ . O parte din atmosfera exterioară a stelei devine optic groasă datorită ionizării parțiale a anumitor elemente. Când acești atomi pierd un electron , crește probabilitatea ca aceștia să absoarbă energia. Aceasta are ca rezultat o creștere a temperaturii care determină expansiunea atmosferei. Atmosfera umflată devine mai puțin ionizată și pierde energie, determinând-o să se răcească și să se micșoreze din nou. Rezultatul acestui ciclu este o pulsație periodică a atmosferei și o variație potrivită a luminozității.

Dimensiunile relative ale IK Pegasi A (stânga), B (centrul inferior) și Soarele (dreapta).

Stelele din porțiunea benzii de instabilitate care traversează secvența principală se numesc variabile Delta Scuti . Acestea sunt numite după steaua prototipică pentru astfel de variabile: Delta Scuti . Variabilele Delta Scuti variază de obicei de la clasa spectrală A2 la F8 și o clasă de luminozitate stelară de III ( giganți ) până la V ( stele secvenței principale ). Sunt variabile de scurtă durată care au o rată de pulsație regulată între 0,025 și 0,25 zile. Stelele Delta Scuti au o abundență de elemente asemănătoare cu cele ale Soarelui (vezi stelele Populației I ) și între 1,5 și 2,5  M ☉ . Rata de pulsație a IK Pegasi A a fost măsurată la 22,9 cicluri pe zi, sau o dată la 0,044 zile.

Astronomii definesc metalicitatea unei stele ca fiind abundența elementelor chimice care au un număr atomic mai mare decât heliul. Aceasta este măsurată printr-o analiză spectroscopică a atmosferei, urmată de o comparație cu rezultatele așteptate de la modelele stelare calculate. În cazul IK Pegasus A, abundența de metal estimată este [M / H] = +0,07 ± 0,20. Această notație oferă logaritmul raportului dintre elementele metalice (M) și hidrogen (H), minus logaritmul raportului metalic al Soarelui. (Astfel, dacă steaua se potrivește cu abundența metalică a Soarelui, această valoare va fi zero.) O valoare logaritmică de 0,07 este echivalentă cu un raport real de metalicitate de 1,17, deci steaua este cu aproximativ 17% mai bogată în elemente metalice decât Soarele. Cu toate acestea, marja de eroare pentru acest rezultat este relativ mare.

Spectrul stelelor din clasa A, cum ar fi IK Pegasi A, prezintă linii puternice de hidrogen Balmer, împreună cu linii de absorbție a metalelor ionizate, inclusiv linia K de calciu ionizat (Ca II) la o lungime de undă de 393,3  nm . Spectrul IK Pegasi A este clasificat ca Am marginal (sau "Am:"), ceea ce înseamnă că afișează caracteristicile unei clase spectrale A, dar este marginal căptușit metalic. Adică, atmosfera acestei stele se afișează ușor (dar anormal) mai mare decât puterile liniei normale de absorbție pentru izotopii metalici. Stelele de tip spectral Am sunt adesea membre ale unor binare apropiate cu un însoțitor de aproximativ aceeași masă, așa cum este cazul IK Pegasi.

Stelele spectrale din clasa A sunt mai fierbinți și mai masive decât Soarele. Dar, în consecință, durata lor de viață pe secvența principală este în mod corespunzător mai scurtă. Pentru o stea cu o masă similară cu IK Pegasi A (1,65 M ☉ ), durata de viață așteptată pe secvența principală este de 2-3 × 10 9 ani , ceea ce reprezintă aproximativ jumătate din vârsta actuală a Soarelui.

În termeni de masă, Altairul relativ tânăr este cea mai apropiată stea de Soare, care este un analog stelar al componentei A - are aproximativ 1,7 M ☉ . Sistemul binar în ansamblu are unele asemănări cu sistemul din apropiere al lui Sirius , care are un primar de clasă A și un însoțitor pitic alb. Cu toate acestea, Sirius A este mai masiv decât IK Pegasi A, iar orbita partenerului său este mult mai mare, cu o axă semimajoră de 20 UA.

IK Pegasi B

Steaua însoțitoare este o stea pitică albă densă . Această categorie de obiecte stelare a ajuns la sfârșitul duratei sale de viață evolutive și nu mai generează energie prin fuziune nucleară . În schimb, în ​​circumstanțe normale, o pitică albă își va radia în mod constant energia în exces, în principal căldura stocată, devenind mai răcoroasă și mai slabă pe parcursul a multe miliarde de ani.

Evoluţie

Aproape toate stelele mici și cu masă intermediară (sub aproximativ 11 M ☉ ) vor ajunge ca pitici albi odată ce și-au epuizat alimentarea cu combustibil termonuclear . Astfel de stele își petrec cea mai mare parte a duratei de viață producătoare de energie ca o stea cu secvență principală . Timpul pe care o stea îl petrece pe secvența principală depinde în primul rând de masa sa, durata de viață scăzând odată cu creșterea masei. Astfel, pentru ca IK Pegasi B să fi devenit o pitică albă înainte de componenta A, trebuie să fi fost odată mai masivă decât componenta A. De fapt, se crede că progenitorul IK Pegasi B a avut o masă între 6 și 10  M ☉ .

Pe măsură ce combustibilul cu hidrogen din nucleul progenitorului IK Pegasi B a fost consumat, acesta a evoluat într-un gigant roșu . Miezul interior s-a contractat până când arderea hidrogenului a început într-o coajă care înconjoară miezul heliului. Pentru a compensa creșterea temperaturii, învelișul exterior s-a extins de mai multe ori pe raza pe care o deținea ca stea secvență principală. Când nucleul a atins o temperatură și o densitate în care heliul ar putea începe să fuzioneze, această stea s-a contractat și a devenit ceea ce se numește o stea ramificată orizontală . Adică a aparținut unui grup de stele care cad pe o linie aproximativ orizontală pe diagrama HR. Fuziunea heliului a format un miez inert de carbon și oxigen. Când heliul a fost epuizat în miez, s-a format o coajă de ardere cu heliu pe lângă cea de ardere a hidrogenului, iar steaua s-a mutat în ceea ce astronomii numesc ramura gigantică asimptotică sau AGB. (Aceasta este o pistă care duce la colțul din dreapta sus al diagramei HR.) Dacă steaua ar avea o masă suficientă, în timp fuziunea carbonului ar putea începe în miez, producând oxigen , neon și magneziu .

Învelișul exterior al unui gigant roșu sau stea AGB se poate extinde la câteva sute de ori raza Soarelui, ocupând o rază de aproximativ 5 × 10 8 km (3 AU) în cazul stelei pulsante AGB Mira . Acest lucru depășește cu mult separarea medie actuală dintre cele două stele din IK Pegasi, așa că în această perioadă de timp, cele două stele au împărțit un plic comun. Ca urmare, atmosfera exterioară a IK Pegasi A ar fi putut primi o îmbunătățire a izotopilor.

Helix Nebula este creat de o stea evoluează într - un pitic alb. Imagine NASA și ESA .

La ceva timp după ce s-a format un nucleu inert oxigen-carbon (sau oxigen-magneziu-neon), fuziunea termonucleară a început să aibă loc de-a lungul a două cochilii concentrice cu regiunea nucleului; hidrogenul a fost ars de-a lungul învelișului exterior, în timp ce fuziunea heliului a avut loc în jurul nucleului inert. Cu toate acestea, această fază cu dublă coajă este instabilă, deci a produs impulsuri termice care au provocat ejectări de masă pe scară largă din învelișul exterior al stelei. Acest material expulzat a format un imens nor de material numit nebuloasă planetară . Toate, cu excepția unei mici fracțiuni din învelișul de hidrogen, au fost alungate de stea, lăsând în urmă o rămășiță pitică albă compusă în primul rând din miezul inert.

Compoziție și structură

Interiorul IK Pegasi B poate fi compus în întregime din carbon și oxigen; în mod alternativ, dacă progenitorul său a suferit arderea carbonului , acesta poate avea un miez de oxigen și neon, înconjurat de o manta îmbogățită cu carbon și oxigen. În ambele cazuri, exteriorul IK Pegasi B este acoperit de o atmosferă de hidrogen aproape pur, ceea ce conferă acestei stele clasificarea sa stelară de DA. Datorită masei atomice mai mari , orice heliu din plic se va scufunda sub stratul de hidrogen. Întreaga masă a stelei este susținută de presiunea de degenerare a electronilor - un efect mecanic cuantic care limitează cantitatea de materie care poate fi stoarsă într-un volum dat.

Acest grafic arată raza teoretică a unei pitice albe, dată fiind masa sa. Curba verde este pentru un model relativist de gaze electronice.

La aproximativ 1,15  M ☉ , IK Pegasi B este considerat a fi o pitică albă cu masă mare. Deși raza sa nu a fost observată direct, ea poate fi estimată din relațiile teoretice cunoscute dintre masa și raza piticilor albi, oferind o valoare de aproximativ 0,60% din raza Soarelui . (O sursă diferită oferă o valoare de 0,72%, deci rămâne o anumită incertitudine în acest rezultat.) Astfel, această stea împachetează o masă mai mare decât Soarele într-un volum aproximativ de dimensiunea Pământului, oferind o indicație a densității extreme a acestui obiect .

Natura masivă și compactă a unei pitice albe produce o gravitate puternică a suprafeței . Astronomii denotă această valoare prin logaritmul zecimal al forței gravitaționale în unități cgs sau log g . Pentru IK Pegasi B, log g este 8,95. Prin comparație, log g pentru Pământ este de 2,99. Astfel, gravitația de suprafață pe IK Pegasi este de peste 900.000 de ori forța gravitațională de pe Pământ.

Temperatura efectivă a suprafeței IK Pegasi B este estimată la aproximativ 35.500 ± 1.500 K , făcându-l o sursă puternică de radiații ultraviolete . În condiții normale, această pitică albă ar continua să se răcească mai mult de un miliard de ani, în timp ce raza sa va rămâne esențial neschimbată.

Evoluția viitoare

Într-o lucrare din 1993, David Wonnacott, Barry J. Kellett și David J. Stickland au identificat acest sistem drept un candidat pentru a evolua într-o supernovă de tip Ia sau o variabilă cataclismică . La o distanță de 150 de ani lumină, acest lucru îl face cel mai apropiat progenitor cunoscut de supernovă candidat la Pământ . Cu toate acestea, în timpul necesar pentru ca sistemul să evolueze către o stare în care ar putea apărea o supernovă, acesta s-ar fi deplasat la o distanță considerabilă de Pământ, dar poate reprezenta încă o amenințare.

La un moment dat în viitor, IK Pegasi A va consuma combustibilul pe bază de hidrogen și va începe să evolueze departe de secvența principală pentru a forma un gigant roșu. Plicul unui gigant roșu poate crește la dimensiuni semnificative, extinzându-se până la o sută de ori pe raza sa anterioară (sau mai mare). Odată ce IK Pegasi A se extinde până la punctul în care învelișul său exterior revarsă lobul Roche al companionului său, în jurul piticului alb se va forma un disc de acumulare gazoasă . Acest gaz, compus în principal din hidrogen și heliu, se va acumula pe suprafața partenerului. Acest transfer de masă între stele va provoca, de asemenea, micșorarea orbitei lor reciproce.

Pe suprafața piticului alb, gazul acumulat va deveni comprimat și încălzit. La un moment dat, gazul acumulat poate atinge condițiile necesare pentru fuziunea hidrogenului, producând o reacție fugară care va conduce o porțiune a gazului de la suprafață. Acest lucru ar duce la o explozie (recurentă) de nova - o stea variabilă cataclismică - iar luminozitatea piticii albe ar crește rapid cu mai multe magnitudini pentru o perioadă de câteva zile sau luni. Un exemplu de astfel de sistem stelar este RS Ophiuchi , un sistem binar format dintr-un gigant roșu și un însoțitor pitic alb. RS Ophiuchi a aruncat într-o nova (recurentă) de cel puțin șase ori, de fiecare dată acumulând masa critică de hidrogen necesară pentru a produce o explozie fugară.

Este posibil ca IK Pegasi B să urmeze un model similar. Cu toate acestea, pentru a acumula masa, doar o parte din gazul acumulat poate fi evacuat, astfel încât, cu fiecare ciclu, pitica albă ar crește constant în masă. Astfel, chiar dacă s-ar comporta ca o nova recurentă, IK Pegasus B ar putea continua să acumuleze un plic în creștere.

Un model alternativ care permite piticii albi să acumuleze constant masa fără să erupă pe măsură ce o nova se numește sursă de raze X supersoftă binară apropiată (CBSS). În acest scenariu, rata de transfer de masă către binarul pitic alb apropiat este de așa natură încât o arsură constantă de fuziune poate fi menținută la suprafață pe măsură ce hidrogenul care ajunge este consumat în fuziune termonucleară pentru a produce heliu. Această categorie de surse super-moi constă din pitici albi cu masă mare, cu temperaturi de suprafață foarte ridicate ( 0,5 × 10 6 până la 1 × 10 6 K ).

În cazul în care masa piticului alb se apropie de limita Chandrasekhar de 1,4 M ☉, aceasta nu va mai fi susținută de presiunea de degenerare a electronilor și va suferi un colaps. Pentru un nucleu compus în principal din oxigen, neon și magneziu, pitica albă care se prăbușește va forma probabil o stea de neutroni . În acest caz, doar o fracțiune din masa stelei va fi evacuată ca rezultat. Cu toate acestea, dacă nucleul este din carbon-oxigen, creșterea presiunii și a temperaturii va iniția fuziunea carbonului în centru înainte de atingerea limitei Chandrasekhar. Rezultatul dramatic este o reacție de fuziune nucleară care consumă o fracțiune substanțială a stelei într-un timp scurt. Acest lucru va fi suficient pentru a dezlega steaua într-o explozie de supernova cataclismică de tip Ia.

Un astfel de eveniment de supernova poate reprezenta o anumită amenințare pentru viața de pe Pământ. Se crede că steaua primară, IK Pegasi A, este puțin probabil să evolueze într-un gigant roșu în viitorul imediat. Așa cum s-a arătat anterior, viteza spațială a acestei stele față de Soare este de 20,4 km / s. Acest lucru este echivalent cu deplasarea la o distanță de un an lumină la fiecare 14.700 de ani. De exemplu, după 5 milioane de ani, această stea va fi separată de Soare cu peste 500 de ani lumină. Se consideră că o supernovă de tip Ia într-o mie de parsec (3300 ani-lumină) poate afecta Pământul, dar trebuie să fie mai aproape de aproximativ 10 parsec (aproximativ treizeci de ani lumină) pentru a provoca un prejudiciu major biosferei terestre.

În urma unei explozii de supernova, rămășița stelei donatoare (IK Pegasus A) ar continua cu viteza finală pe care o deținea atunci când era membru al unui sistem binar orbitant. Rezultată viteza relativă ar putea fi la fel de mare ca 1-200 km / s, ceea ce ar plasa printre membrii de mare viteză ale galaxiei . Însoțitorul va fi pierdut, de asemenea, o anumită masă în timpul exploziei, iar prezența sa poate crea un decalaj în resturile în expansiune. Din acel moment înainte va evolua într-o singură stea pitică albă. Explozia supernova va crea o rămășiță de material în expansiune care va fuziona în cele din urmă cu mediul interstelar înconjurător .

Vezi si

Note

Referințe

linkuri externe