IK Pegasi (IK Peg, noto anche come HR 8210) è un sistema stellare binario situato nella costellazione di Pegaso. Distante circa 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; 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 , con una separazione media di .
Alcuni astrofisici 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.
Osservazione Individuazione
Il sistema di IK Pegasi è visibile nell'emisfero celeste boreale, al confine fra le costellazioni di Pegaso e del Cigno; con una magnitudine apparente pari a 6,078 si trova al limite inferiore di luminosità per essere visibile ad occhio nudo (senza l'ausilio di strumentazioni) solamente in una notte molto buia, con un cielo terso e privo della Luna. Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale va da luglio a novembre in entrambi gli emisferi terrestri: avendo infatti una declinazione di 19°N, la stella è visibile senza difficoltà da tutte le aree popolate della Terra.Una declinazione di 19°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 71°; il che equivale a dire che a nord del 71°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 71°S l'oggetto non sorge mai.
IK Pegasi si trova in un'area priva di stelle particolarmente appariscenti: l'unica stella più brillante nella zona è 1 Pegasi, una stella doppia arancione di magnitudine 4,08. Un metodo non difficile per individuarla è quello di cercare a circa 11° a NNW della stella Enif (ε Peg), il "naso" di Pegaso; un altro metodo può essere quello di partire dalla vicina costellazione del Delfino e cercare circa 9° gradi a ENE delle stelle più settentrionali della costellazione.Come si evince da
Osservazione scientifica e parametri spaziali del sistema La distanza del sistema di IK Pegasi dal sistema solare può essere determinata direttamente misurandone, grazie al metodo della parallasse, i deboli spostamenti rispetto alle stelle di fondo causati dal moto di rivoluzione della Terra attorno al Sole. Tale spostamento è stato misurato con un'alta precisione dal satellite Hipparcos, grazie al quale si è stimata una distanza di circa (con un errore di 5 a.l.). Il satellite ha misurato anche il moto proprio del sistema, ovvero lo spostamento angolare del sistema lungo la sfera celeste a causa del suo reale moto spaziale, che ammonta a 80,23 mas in ascensione retta e 17,28 mas in declinazione.
La combinazione della distanza e del moto proprio del sistema può essere impiegata per stimare la velocità trasversale,Il moto proprio del sistema è dato dalla relazione: mas/anno dove e sono, rispettivamente, le componenti del moto proprio in ascensione retta e declinazione. La velocità trasversale risultante è: km. dove d (pc) è la distanza in parsec. il cui valore è di 16,9 km/s. La terza componente, la velocità radiale rispetto al sistema solare, può essere ricavata mediante lo spostamento verso il rosso (o verso il blu, a seconda che l'astro si stia allontanando o avvicinando) medio dello spettro stellare; il General Catalogue of Stellar Radial Velocities (Catalogo generale delle velocità radiali stellari) annota per il sistema una velocità radiale di -11,4 km/s. La combinazione di questi due moti dà come risultante la velocità spaziale del sistema rispetto al Sole, stimata in 20,4 km/s.In base al teorema di Pitagora, la velocità V si ottiene tramite la formula: km/s dove è la velocità radiale e la velocità trasversale.
Le due componenti del sistema distano in media l'una dall'altra appena 0,21 UA: una distanza inferiore al perielio di Mercurio. Si ritiene che l'inclinazione del piano orbitale del sistema sia di circa 90° rispetto al nostro pianeta; se così fosse, sarebbe possibile osservare delle reciproche eclissi tra le due componenti. L'eccentricità orbitale del sistema è quasi nulla, il che fa sì che l'orbita sia quasi perfettamente circolare. La velocità di ampiezza, che è la velocità massima assumibile dalla componente primaria lungo la linea di vista del sistema solare, è stata misurata in 41,5 km/s.
Storia delle osservazioni La stella fu catalogata per la prima volta nel 1862, quando assunse la sigla BD +18°4794B del catalogo Bonner Durchmusterung; nel 1908 fu inclusa anche nell'Harvard Revised Catalogue di Edward Charles Pickering con l'identificativo HR 8210. La scoperta della variabilità della stella è all'origine della designazione "IK Pegasi", la quale segue le norme imposte dalla nomenclatura delle stelle variabili introdotta da Friedrich W. A. Argelander.
Un primo, attento esame delle caratteristiche spettrali della stella mostrò un particolare spostamento (shift) delle linee d'assorbimento, tipico dei sistemi binari; tale spostamento è dovuto al moto orbitale del sistema attorno al comune centro di massa, che provoca lo shift per effetto Doppler delle lunghezze d'onda delle linee spettrali. La misurazione di tale spostamento consente agli astronomi di determinare la velocità orbitale relativa di almeno una delle componenti del sistema rispetto al loro baricentro. Nel 1927 l'astronomo canadese William E. Harper si servì di questa tecnica per misurare il periodo di questa binaria spettroscopica, che risultò essere di 21,724 giorni, il che gli consentì di stimare la distanza delle componenti e l'eccentricità orbitale, pari a 0,027; recenti misurazioni, condotte tramite il telescopio spaziale Extreme Ultraviolet Explorer, hanno restituito un valore più accurato del periodo orbitale, corrispondente a .
Gli astronomi hanno tentato più volte, ma senza successo, di risolvere otticamente le due componenti del sistema; un tentativo, condotto nel 2001 tramite il Telescopio spaziale Hubble, non è andato a buon fine a causa dell'eccessiva vicinanza tra le due stelle.
Il sistema stellare IK Pegasi A IK Pegasi A (IK Peg A) è una stella bianca che fonde nel proprio nucleo l'idrogeno in elio; si trova dunque lungo la sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell (H-R), che raccoglie tutte le stelle, tra cui anche il Sole, che bruciano l'idrogeno nel loro nucleo e si trovano in una fase abbastanza stabile della propria esistenza. Tuttavia la stella si trova a ridosso di quella che gli astrofisici definiscono come striscia di instabilità, una stretta fascia verticale che include le stelle soggette a delle pulsazioni più o meno regolari che si riflettono in periodiche variazioni della luminosità; pertanto IK Pegasi A è una stella variabile.
Le stelle, tra cui proprio IK Peg A, poste all'intersezione tra la striscia di instabilità e la sequenza principale sono le variabili , dal nome del prototipo di questa classe, . Appartenenti alle classi spettrali comprese tra A2 e F8 e le classi di luminosità IV (subgiganti) e V (stelle di sequenza principale), le variabili sono caratterizzate da una metallicità simile a quella del Sole e di altre stelle di popolazione I e possiedono una massa compresa tra 1,5 e 2,5 masse solari.
Le pulsazioni sono dovute a un processo che prende il nome di "meccanismo κ": una parte dell'atmosfera esterna dell'astro diviene otticamente sottile a causa della parziale ionizzazione di alcuni elementi; quando tali atomi perdono un elettrone, la probabilità che essi assorbano energia aumenta, il che determina un aumento della temperatura con una conseguente espansione dell'atmosfera. Successivamente, l'atmosfera espansa diviene meno ionizzata e perde energia, raffreddandosi e dunque contraendosi, nel rispetto della prima legge di Gay-Lussac. Il risultato di questo ciclo è la periodica pulsazione dell'atmosfera della stella e una conseguente variazione della propria luminosità. Le variabili compiono una pulsazione in un lasso di tempo compreso tra 0,025 e 0,25 giorni; il tasso di pulsazioni di IK Pegasi A è stato misurato in 22,9 cicli al giorno, il che significa che compie una pulsazione ogni 0,044 giorni.
La metallicità (ovvero l'abbondanza di elementi più pesanti dell'elio) di IK Peg A è [M/H] = +0,07 ± 0,20; tale notazione è definita come il logaritmo della quantità di elementi pesanti (M) rispetto all'idrogeno (H), diminuita del logaritmo della metallicità del Sole: così, se la metallicità della stella presa in esame è uguale a quella solare, il risultato sarà pari a zero. Un valore logaritmico pari a 0,07 equivale a un tasso reale di metallicità di 1,17, il che significa che l'astro è più ricco di metalli rispetto alla nostra stella del 17%; il margine d'errore della misura rimane comunque relativamente alto.
Lo spettro di una stella di classe A come IK Peg A mostra una serie di Balmer (corrispondente alle linee di assorbimento dell'idrogeno) particolarmente marcata, assieme alle linee di assorbimento dei metalli ionizzati, tra cui spicca la serie K del calcio (Ca II) alla lunghezza d'onda di 393,3 nm. Nello specifico, lo spettro di IK Pegasi A è classificato marginalmente come Am, il che significa che mostra, oltre alle caratteristiche della classe spettrale A, un'anomala (seppur debole) presenza di linee d'assorbimento di alcuni isotopi metallici (identificati dalla lettera "m"). Le stelle che presentano simili caratteristiche sono spesso membri di sistemi binari stretti con una compagna di massa quasi identica alla primaria, proprio come nel caso di IK Pegasi.
Le stelle di classe A sono più calde e massicce rispetto al Sole, ma la durata del loro ciclo vitale è in proporzione più breve. Per una stella di massa simile a IK Peg A (1,65 M☉) la durata della sequenza principale ammonta a circa 2–3 × 109 anni, che corrisponde a circa la metà dell'attuale età del Sole.
In termini di massa, la stella Altair, piuttosto giovane e di massa stimata in 1,7 M☉, è la più vicina al Sole a presentare le medesime caratteristiche di IK Peg A; prendendo però in considerazione il sistema nel suo complesso, la stella più vicina con le caratteristiche più simili a IK Peg è Sirio, costituito da una primaria di classe A e da una nana bianca. Tuttavia, Sirio A è più massiccia di IK Pegasi A (2,15 M☉) e l'orbita della nana bianca Sirio B è molto più ampia di quella di IK Peg B, con un semiasse maggiore di circa 20 U.A.
IK Pegasi B Attorno alla componente A orbita IK Peg B, una densa nana bianca. Tale categoria comprende tutte le stelle di piccola massa che hanno raggiunto il termine della propria evoluzione e non generano più energia tramite la fusione nucleare; tuttavia, le nane bianche irradiano ancora una discreta quantità di energia, essenzialmente calore residuo delle altissime temperature della fusione nucleare, il quale si dissipa nello spazio gradualmente nel corso di decine di miliardi di anni.
Evoluzione