IK Пега́са (IK Pegasi, сокр. IK Peg, или HR 8210) — двойная звезда в созвездии Пегас. Находится на расстоянии около 150 световых лет от Солнечной системы и её светимости достаточно, чтобы быть видимой невооружённым глазом.
Главный компонент (IK Пегаса A) — звезда главной последовательности, спектрального класса A, которая классифицируется как переменная звезда типа Дельты Щита и показывает незначительные пульсации яркости с частотой изменения блеска примерно в день. Его спутник (IK Пегаса B) является массивным белым карликом — звездой, которая сошла с главной последовательности и уже не производит энергию путём термоядерного синтеза. Они вращаются друг вокруг друга с периодом на среднем расстоянии около , или (а. е.) друг от друга, что меньше, чем радиус орбиты Меркурия.
IK Пегаса B — ближайший известный кандидат в будущие сверхновые. Как только главная звезда системы начнёт превращаться в красный гигант, она вырастет до радиуса, где белый карлик может увеличивать массу, аккрецируя вещество с расширенной газовой оболочки. Когда белый карлик достигнет предела Чандрасекара в 1,44 солнечных масс, он может взорваться как сверхновая типа Ia.
История наблюдений Впервые эта звезда была каталогизирована в 1862 году, попав в Боннское обозрение под номером BD +18°4794B. Позднее, в 1908 году она появились в Гарвардский пересмотренном каталоге как HR 8210. Обозначение IK Пегаса было присвоено, после того как была открыта её переменность, в соответствии с номенклатурой обозначения переменных звёзд, предложенной Фридрихом Аргеландером.
Изучение спектральных особенностей этой звезды показали характерное смещение линий поглощения в двойной системе. Это смещение возникает, когда звезда движется по своей орбите, сначала по направлению к наблюдателю, а затем от наблюдателя, создавая периодический доплеровский сдвиг спектральных линий. Измерения этого смещения позволяют астрономам определить относительную скорость орбитального движения по крайней мере одной из звёзд, даже если они не в состоянии разрешить отдельные компоненты.
В 1927 году канадский астроном Уильям Харпер () использовал этот метод для определения периода обращения спектрально-двойной IK Пегаса и обнаружил, что он равен . Кроме того, он первоначально предполагал, что эксцентриситет орбиты равен 0,027. (Более поздние оценки показывают, что эксцентриситет фактически равен нулю, что является показателем круговой орбиты). Максимальная скорость основного компонента вдоль луча зрения с Земли составляет 41,5 км/с.
Расстояние до системы IK Пегаса может быть измерено непосредственно по наблюдениям параллакса звезды, поскольку она достаточно близка. Это периодическое смещение было измерено с высокой точностью астрометрическим спутником «Hipparcos», что позволило оценить расстояние до звезды в лет. «Hipparcos» измерил также собственное движение этой системы (небольшое угловое смещение IK Пегаса на небе из-за его движения в пространстве)
Известные расстояние и собственное движение системы позволяют оценить поперечную скорость IK Пегаса, которая оказалась равной . Третий компонент движения, лучевую скорость, можно рассчитать по среднему сдвигу в красную или синюю сторону звёздного спектра. Общий каталог звёздных лучевых скоростей (Catalogue of Stellar Radial Velocities) указывает, что радиальная скорость для этой системы −11,4 км/с. Сочетание радиального и поперечного движений даёт пространственную скорость по отношению к Солнцу.
В 2000 году была сделана попытка сфотографировать отдельные компоненты этой двойной системы с помощью космического телескопа «Хаббл», но звёзды оказались слишком близки для того, чтобы их можно было разрешить по отдельности. Последние измерения орбитальной ультрафиолетовой обсерваторией EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) дали более точную оценку орбитального периода в 21,72168(9) дней. Предполагается, что наклон плоскости орбиты системы к лучу зрения близок к 90°, то есть с Земли её видно почти с ребра. В этом случае возможно наблюдать периодические затмения основного компонента белым карликом.
IK Пегаса A
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела показывает зависимость между светимостью и показателем цвета для множества звёзд. IK Peg A в настоящее время находится на главной последовательности, то есть принадлежит к той группе звёзд, в которой энерговыделение обеспечивается термоядерным горением водорода. Вместе с тем IK Peg A лежит в узкой, почти вертикальной полосе на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, которая известна как полоса нестабильности. Яркости звёзд в этой полосе колеблются в результате периодических пульсаций поверхности звезды.
Пульсации происходят в результате процесса, называемого каппа-механизм. Часть внешней атмосферы звезды становится оптически непрозрачной из-за частичной ионизации отдельных элементов. Когда эти атомы теряют электрон, вероятность того, что они будут поглощать энергию, возрастает. Это приводит к увеличению температуры, что приводит к расширению атмосферы. Расширенная атмосфера становится менее ионизированной и теряет энергию, в результате чего она остывает и уменьшается в размерах. В результате работы этого цикла появляются периодические пульсации атмосферы и соответствующие изменения яркости.
Звезды в области полосы нестабильности, которая пересекает главную последовательность, называются переменными типа Дельты Щита (δ Sct). Подобные переменные, прототипом для которых стала Дельта Щита, обычно являются звёздами спектрального класса от А2 до F8 и класса светимости от III (субгигантов) до V (звёзды главной последовательности). Эти звёзды — короткопериодические переменные с регулярными пульсациями между 0,025 и 0,25 суток. Звёзды типа δ Sct имеют обилие тяжёлых элементов, подобное солнечному (см. Металличность), и массу от 1,5 до 2,5 . Частота пульсаций IK Пегаса A была оценена в 22,9 цикла в день, или один раз в 63 мин.
Астрономы определяют металличность звезды, как наличие в её атмосфере химических элементов, которые имеют более высокий порядковый номер, чем гелий (все они называются в астрофизике металлами). Эта величина измеряется с помощью спектрального анализа атмосферы, а затем оценивается по сравнению с результатами предвычисленных звёздных моделей. В случае IK Пегаса A металличность [M/H] равна 0,07±0,20. Такая запись даёт логарифм отношения содержания металлов (M) к водороду (H), минус логарифм металличности Солнца. (Таким образом, если звезда имеет ту же металличность, что и Солнце, то значение логарифма будет равно нулю). В пределах погрешности металличность IK Пегаса A совпадает с солнечной.
Спектр таких звёзд, как IK Peg A, показывает сильные бальмеровские линии водорода вместе с линиями поглощения ионизированных металлов, в том числе линии K ионизованного кальция (Ca II) на длине волны . Спектр IK Peg A классифицируется как маргинальный Am (или "Am: "); это означает, что в спектре этой звезды видны несколько усиленные, по сравнению с типичной звездой класса А, линии поглощения металлов. Звезды спектрального класса Am часто являются членами тесных двойных систем с компаньоном примерно такой же массы, что и наблюдается в случае IK Пегаса.
Звёзды спектрального класса A горяче́е и массивнее, чем Солнце, но, как следствие, время жизни звезды на главной последовательности соответственно меньше. Для звезды с массой, аналогичной IK Peg A (1,65 солнечных), расчётный срок жизни на главной последовательности составляет , что составляет примерно половину текущего возраста Солнца.
В отношении массы, ближайшей к нам звездой-аналогом того же спектрального класса и типа переменности является относительно молодой Альтаир, чья масса равна . В целом же двойная система имеет некоторое сходство с Сириусом, который состоит из главной звезды спектрального класса A и спутника — белого карлика. Тем не менее, Сириус A является более массивной звездой, чем IK Пегаса A, а орбита его спутника гораздо больше, с большой полуосью в
IK Пегаса B Звезда-компаньон IK Пегаса B является плотным белым карликом. Звёзды этого класса достигли конца своей жизни и больше не производят энергию путём ядерного синтеза. Вместо этого, при нормальных обстоятельствах белый карлик будет постоянно излучать избыток энергии, становясь всё более холодным и тусклым, на протяжении многих миллиардов лет.
Предварительная эволюция Почти все звёзды малой и средней массы (меньше примерно 9 солнечных масс) в конце концов, исчерпав свои запасы водорода, становятся белыми карликами. Такие звёзды проводят большую часть своей «активной» жизни, находясь на главной последовательности. Количество времени, которое они проводит на главной последовательности, зависит прежде всего от их массы: время жизни уменьшается с ростом массы. Таким образом, IK Peg B, прежде чем стать белым карликом, должна была быть более массивной, чем компонент А. Звезда-родоначальник IK Peg B, как полагают, имела массу от 5 до 8 солнечных.
После того как водородное топливо в ядре родоначальника IK Peg B было исчерпано, он превратился в красный гигант. Внутреннее ядро сжалось до состояния, когда началось горение водорода в оболочке, окружавшей гелиевое ядро. Чтобы скомпенсировать повышение температуры, внешняя оболочка расширилась во много раз по сравнению с радиусом, которым звезда обладала, находясь на главной последовательности. Когда в ядре были достигнуты температура и плотность, при которой могло бы начаться горение гелия, гигант перешёл на горизонтальную ветвь диаграммы Герцшпрунга — Расселла. Слияние гелия образует инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода. Когда гелий в ядре был исчерпан, вокруг него появилась горящая гелиевая оболочка в дополнение к горящей водородной оболочке, и звезда перешла на так называемую асимптотическую ветвь гигантов, или АВГ. (Это ветвь, идущая к верхнему правому углу диаграммы Герцшпрунга — Расселла). Если звезда была достаточной массы, то затем может начаться горение углерода в ядре и производство в результате этого горения кислорода, неона и магния.
Внешняя оболочка красного гиганта или АВГ-звезды может расшириться до нескольких сотен радиусов Солнца, до , как в случае пульсирующей АВГ-звезды Миры. Это расстояние выходит далеко за рамки текущего среднего расстояния между двумя звёздами в системе IK Пегаса, поэтому в этот период времени две звезды разделяли общую оболочку. В результате атмосфера IK Пегаса A, возможно, была обогащена изотопами различных элементов.
Некоторое время спустя сформировалось инертное кислород-углеродное (или кислородно-магниево-неоновое) ядро, и термоядерный синтез стал происходить в двух концентрических оболочках, окружающих ядро; водород начал гореть во внешней оболочке, а гелий — вокруг инертного ядра. Однако эта фаза горения в двойной оболочке неустойчива, что привело к тепловым импульсам, ставшим причиной широкомасштабных выбросов массы из внешней оболочки звезды. Из этого выброшенного материала образовалось огромное облако, называемое планетарной туманностью. Вся водородная оболочка была исторгнута из звезды, кроме небольшой части, окружающей остаток — белый карлик, который состоит в основном из инертного ядра.
Свойства и структура IK Пегаса B может целиком состоять из углерода и кислорода, но может также, если в его звезде-предшественнике началось горение углерода, иметь кислородно-неоновое ядро, окружённое оболочкой, обогащённой углеродом и кислородом. В любом случае, снаружи IK Peg B покрыта атмосферой из почти чистого водорода, что позволяет отнести этот белый карлик к спектральному классу DA. Так как гелий имеет бо́льшую атомную массу, в оболочке звезды он будет «тонуть» в водородном слое. Полная масса звезды ограничивается давлением электронного вырожденного газа — квантово-механического эффекта, который ограничивает количество вещества, которое может быть «втиснуто» в заданный объём.