Back IK الفرس الأعظم Arabic আইকে পেগাসি Bengali/Bangla IK del Pegàs Catalan HD204188 CE IK Pegasi German IK Pegasi English IK Pegasi Spanish IK Pegasi EU آیکی اسب بالدار FA IK Pegasi French
| IK Pegasi | |
|---|---|
| Classificazione | Stella binaria spettroscopica |
| Classe spettrale | A8 Vm:[1]/ DA[2] |
| Tipo di variabile | δ Scuti[1] |
| Distanza dal Sole | 150 ± 5 anni luce (46,0 ± 1,5 pc) |
| Costellazione | Pegaso |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 21h 26m 26,6624s[3] |
| Declinazione | +19° 22′ 32,304″[3] |
| Lat. galattica | 70,4318° |
| Long. galattica | −21,9783° |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 1,6[4]/0,006[2] R⊙ |
| Massa | |
| Acceleraz. di gravità in superficie | 4,25[4]/8,95 log g[2] |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | |
| Indice di colore (B-V) | 0,24/–[3] |
| Metallicità | 117[4][6]/– % del Sole |
| Età stimata | 5−60×107 anni[4] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 6,078[3] |
| Magnitudine ass. | 2,762 |
| Parallasse | 21,72±0,78 mas[3] |
| Moto proprio | AR: 80,23[3] mas/anno Dec: 17,28[3] mas/anno |
| Velocità radiale | −11,4 km/s[3] |
| Nomenclature alternative | |
A
V* IK Peg, HR 8210, BD +18°4794, HD 204188, SAO 107138, HIP 105860.[3]
| |
IK Pegasi (IK Peg, noto anche come HR 8210) è un sistema stellare binario situato nella costellazione di Pegaso. Distante circa 150 anni luce dal sistema solare, possiede una magnitudine apparente pari a circa 6, al limite estremo della visibilità ad occhio nudo.
La componente principale del sistema, IK Pegasi A, è una stella bianca di sequenza principale (classe spettrale A8 Vm), variabile del tipo δ Scuti;[4] la sua compagna, IK Pegasi B, è una massiccia nana bianca di classe DA. Le due componenti orbitano attorno al centro di massa del sistema ogni 21,72 giorni,[7] con una separazione media di 0,21 unità astronomiche (31 000 000 chilometri).[9]
Alcuni astrofisici[10] ritengono che IK Pegasi B sia la stella a noi più vicina destinata ad esplodere in supernova: infatti la componente principale del sistema, quando inizierà ad evolversi in gigante rossa al termine della propria sequenza principale, si espanderà sino a colmare il lobo di Roche della compagna, permettendo il fenomeno del trasferimento di massa dalla principale alla nana bianca. Quando quest'ultima accumulerà una quantità di materia prossima al limite di Chandrasekhar (equivalente a 1,44 masse solari), la pressione degli elettroni degeneri, che mantiene stabile la stella degenere, verrà meno, provocando o il collasso della nana in stella di neutroni oppure l'esplosione della stessa in una luminosissima supernova di tipo Ia.[10]
- ^ a b Errore nelle note: Errore nell'uso del marcatore
<ref>: non è stato indicato alcun testo per il marcatoreapj221 - ^ a b c Errore nelle note: Errore nell'uso del marcatore
<ref>: non è stato indicato alcun testo per il marcatoremnras270 - ^ a b c d e f g h i SIMBAD Query Result: HD 204188 -- Spectroscopic binary, su simbad.u-strasbg.fr, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 29 dicembre 2009.
- ^ a b c d e f D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd, Pulsational Activity on Ik-Pegasi, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 267, n. 4, 1994, pp. 1045–1052. URL consultato il 14 aprile 2007.
- ^ a b W. Landsman, T. Simon, P. Bergeron, The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 105, n. 690, 1999, pp. 841–847, DOI:10.1086/133242. URL consultato il 4 febbraio 2007.
- ^ a b B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen, The chemical composition of IK Pegasi, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 278, n. 3, 1996, pp. 688–696.
- ^ a b S. Vennes, D. J. Christian, J. R. Thorstensen, Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions [collegamento interrotto], in The Astrophysical Journal, vol. 502, n. 2, 1998, pp. 763–787, DOI:10.1086/305926. URL consultato il 16 settembre 2008.
- ^ John Vallerga, The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field, in Astrophysical Journal, vol. 497, 1998, pp. 77–115, DOI:10.1086/305496. URL consultato il 10 giugno 2007.
- ^ M. R. Burleigh, M. A. Barstow, H. E. Bond, J. B. Holberg, Astronomy Society of the Pacific, Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope, Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs, San Francisco, J. L. Provencal, H. L. Shipman, J. MacDonald, S. Goodchild, 28 luglio-1 agosto 2001, p. 222, ISBN 1-58381-058-7. URL consultato il 27 febbraio 2007.
- ^ a b D. Wonnacott, B. J. Kellett, D. J. Stickland, IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 262, n. 2, 1993, pp. 277–284. URL consultato il 15 maggio 2007.