IK Pegasi
IK Pegasi is een dubbelstersysteem op een afstand van ongeveer 154 lichtjaar van de Aarde in de richting van het sterrenbeeld Pegasus. Met een schijnbare helderheid van magnitude 6,08 is het onder uitzonderlijk goede condities en met een stel goede ogen net met het blote oog zichtbaar. De secundaire component in het systeem is een witte dwerg die IK Pegasi B wordt genoemd en die de meest nabije supernovakandidaat tot de Aarde is.
Stersysteem
IK Pegasi is een enkellijnige spectroscopische dubbelster bestaande uit een variabele hoofdreeksster van spectraalklasse kA6hA9mF0 en een massieve witte dwerg met de stellaire classificatie DA. De twee componenten draaien per een periode van 21,7 dagen en op een afstand van 0,21 Astronomische Eenheden om een gemeenschappelijk zwaartepunt. De afstand tussen de beide sterren is kleiner dan de afstand tussen de Zon en Mercurius.
De individuele componenten vormen een spectroscopisch dubbelstersysteem en kunnen niet afzonderlijk worden waargenomen. Het feit dat het om twee sterren gaat kan alleen worden afgeleid uit de verschuivingen van het absorptiespectrum die zichtbaar zijn als de sterren naar ons toe en van ons af bewegen. Hierdoor treedt een Dopplerverschuiving van de spectraallijnen op.
De afstand van 154 lichtjaar is afgeleid uit nauwkeurige parallaxmetingen van het systeem gedaan door de Hipparcos ruimtesonde.
De hoofdcomponent, IK Pegasi A, heeft een massa van 1,65 zonsmassa en een straal van 1,57 keer die van de Zon. De effectieve temperatuur bedraagt 7600 Kelvin en de lichtsterkte is 6,6 keer die van de Zon. De ster draait met een snelheid van 32,5 km/s om zijn as. De leeftijd van de ster wordt geschat op 50 tot 600 miljoen jaar.
IK Pegasi A is geclassificeerd als een Delta Scuti-variabele. Dit zijn sterren met een korte periode tussen 0,025 en 0,25 dagen. Het zijn jonge sterren waarvan de pulsatieperiode overeenkomt met de variatie van de helderheidsperiode.
Net zoals Cepheïden kennen deze sterren een periode-helderheidsrelatie waardoor ze gebruikt kunnen worden als standaard kaarsen voor het bereken van afstanden tot deepsky objecten. Andere heldere sterren die tot deze klasse behoren zijn het prototype Delta Scuti in het sterrenbeeld Schild – Scutum, Wega in Lyra – Lier, Altair in Aquila – Arend, Denebola in Leeuw – Leo, Seginus in Ossenhoeder – Boötes en Epsilon Cephei in Cepheus.
IK Pegasi vertoont kleine helderheidsvariaties die zich 22,9 keer per dag herhalen. De pulsatie periode bedraagt 0,044 dagen
Het spectrum van de ster is in klasse Am ingedeeld. Am-sterren zijn chemisch bijzondere sterren met sterke en typisch variabele absorptielijnen van metalen als strontium, zink, barium en zirkonium. Tegelijkertijd vertonen ze een ondervertegenwoordiging van elementen als calcium en scandium. IK Pegasi A heeft abundanties van calcium en scandium vergelijkbaar met de Zon en licht verhoogde lijnen van barium en strontium. Dat zou op kunnen wijzen dat er massa-overdracht plaats heeft gevonden van de witte dwerg voorloperster toen de beide sterren zich in een gezamenlijke bubbel bevonden.
De witte dwerg, IK Pegasi B, heeft een massa van 1,15 zonsmassa en een straal van 0,006 keer die van de Zon (vergelijkbaar met het volume van de Aarde).
De witte dwerg heft een lichtsterkte van 0,12 keer die van de Zon en een oppervlaktetemperatuur van 35.500 Kelvin. De hoge effectieve temperatuur zorgt ervoor dat de witte dwerg een sterke bron van ultraviolette straling is.
Het binnenste van IK Pegasi B bestaat ofwel uit koolstof en zuurstof of uit zuurstof en neon. Het oppervlak van de witte dwerg is bedekt met een waterstofrijke atmosfeer en die zorgt voor de indeling in spectraalklasse DA.
Omdat IK Pegasi B ooit veel massiever was dan IK Pegasi B, evolueerde de ster veel sneller. Astronomen denken dat de ster een initiële massa van 5 tot 8 zonsmassa heeft gehad. Als gevolg van die hoge massa verbrandde de ster veel sneller zijn waterstofvoorraad en na het opzwellen tot een rode reus blies hij zijn buitenste lagen als een planetaire nevel weg. Gedurende de periode dat de ster zich op de asymptotische reuzentak bevond was de straal van de ster vermoedelijk verschillende honderden keren groter dan die van de Zon. Gedurende die tijd bevonden de beide componenten van het IK Pegasi-systeem zich vermoedelijk in dezelfde bubbel.
De resterende kern van IK Pegasi B, de witte dwerg, zou eigenlijk geleidelijk aan afkoelen en in de loop der miljarden jaren uitdoven. Echter omdat de ster deel uitmaakt van een nauw dubbelstersysteem wacht de ster mogelijke een veel dramatischer lot.
Supernova
IK Pegasi is de meest nabije kandidaat voorlopersupernova tot de Aarde. Als de hoofdcomponent aan het einde van zijn leven komt en stopt met het fuseren van waterstof in zijn kern zal hij beginnen op te zwellen tot een rode reus. Op een gegeven moment zal de witte dwerg dan beginnen met het aantrekken van materie uit het gasachtige omhulsel van zijn begeleider.
Als de hoofdcomponent uitdijt zal zijn gasachtige omhulsel op een gegeven moment de Roche-limiet van de witte dwerg overschrijden waardoor er een accretieschijf rond de witte dwerg ontstaat. Het gas – voornamelijk waterstof en helium – in de accretieschijf zal naar het opperlak van de witte dwerg vallen.
Het transport van massa zal er voor zorgen dat de baan tussen IK Pegasi A en B kleiner wordt. Op het moment dat IK Pegasi een limiet van 1,4 zonsmassa bereikt (de Chandrasekhar-limiet) zal de witte dwerg als een Type Ia supernova afgaan.
Als de kern van de witte dwerg bestaat uit neon, zuurstof en magnesium dan zal er na de supernova vermoedelijk een neutronenster overblijven. Echter als de kern van IK Pegasi B uit koolstof en zuurstof bestaat dan zal er een ongecontroleerde kernfusie plaatsvinden waarbij een groot deel van de supernovarest verdwijnt.
IK Pegasi A is vermoedelijk tussen de 50 en 600 miljoen jaar oud en zal ongeveer 2 – 3 miljard jaar op de hoofdreeks blijven voordat de ster naar een rode reus zal evolueren. Daarna zal het vermoedelijk nog ongeveer 1,9 miljard jaar duren voordat IK Pegasi B als supernova afgaat.
Tegen de tijd dat de hoofdcomponent expandeert zal het stersysteem zich veel verder van de Aarde bevinden. Met een snelheid van 20,4 km/s ten opzichte van de Zon beweegt het stersysteem zich iedere 14.700 jaar één lichtjaar van ons af. Over 5 miljard jaar zal IK Pegasi ongeveer 500 lichtjaar van ons zijn verwijderd. Een Type Ia-supernova is tot op 3300 lichtjaar van de Aarde merkbaar maar om onze biosfeer te beschadigen is een afstand van 30 lichtjaar nodig.
Het is ook mogelijk dat IK Pegasi B een terugkerende nova wordt, vergelijkbaar met RS Ophiuchi, T Pyxidis en T Coronae Borealis. Deze nova-gebeurtenissen zijn het resultaat van gas dat zich ophoopt op het oppervlak van de witte dwerg en daar wordt samengeperst en verhit waarbij er ongecontroleerde reacties optreden waarbij gas van de witte dwerg wordt weggeblazen. Hierbij neemt de helderheid van de witte dwerg gedurende een bepaalde tijd (dagen tot maanden) significant toe.
Als IK Pegasi B massa van zijn begeleider blijft aantrekken zonder uit te barsten zou het ook een nauwe binaire superzachte röntgenbron kunnen worden. Superzachte röntgenstralen zijn het product van stabiele kernfusie van materiaal aangetrokken van de begeleider naar de witte dwerg. Deze vorm van kernfusie vereist een grote overdracht van materiaal. Superzachte röntgenbronnen produceren een Type Ia supernova als de witte dwerg wordt vernietigd door plotselinge fusie van materie.
Wetenswaardigheden
Op een afstand van 154 lichtjaar (47,3 parsec)is IK Pegasi de meest nabije bekende supernova-kandidaat. Andere supernovakandidaten binnen 300 parsec zijn o.a. Spica in het sterrenbeeld Maagd (250 lichtjaar), Acrux A and B in Zuiderkruis (320 lichtjaar), Zeta Ophiuchi in Ophiuchus (440 lichtjaar), Alpha Lupi in Wolf (460 lichtjaar), Betelgeuse in Orion (408 – 548 lichtjaar), Antares in Schorpioen (550 lichtjaar), Pi Puppis in Achtersteven (810 lichtjaar) en Rigel in Orion (848 lichtjaar).
In 1927 bepaalde de Canadese astronoom William Harper de baanperiode van het IK Pegasi-systeem op 21,724 dagen. Aan het eind evan de jaren ’90 leidden nauwkeurigere waarnemingen met de EUVE ruimtetelescoop tot een waarde van 21,722 dagen.
In 2000 probeerden astronomen met behulp van de Wide Field and Planetary Camera 2 van de Hubble Space Telescope IK Pegasi A en B en 16 andere binaire systemen op te lossen. Het lukte echter niet om de beide componenten van het systeem van elkaar te onderscheiden.
Naamgeving
IK Pegasi heeft geen traditionele naam of eigen naam die door de Internationale Astronomische Unie is toegekend. De ster is algemeen bekend onder zijn variabele ster-aanduiding IK Pegasi. In de Henry Draper Catalogue is de ster bekend als HD 204188.
Locatie
IK Pegasi bevindt zich ongeveer halverwege tussen het Grote Vierkant van Pegasus bestaande uit de sterren Alpheratz, Scheat, Markab en Algenib en Altair in het sterrenbeeld Aquila – Arend. De ster bevindt zich iets dichterbij Alshain, de zwakste van de twee sterren die Altair begeleiden en Scheat in het Grote Vierkant van Pegasus.
IK Pegasi kan ook gevonden worden naast de denkbeeldige lijn die Enif, de helderste ster in Pegasus, verbindt met Aljanah aan de vleugel van Cygnus – Zwaan. Het sterrenbeeldfiguurtje van Dolfijn wijst ook in de richting van IK Pegasi. Het heldere drievoudige stersysteem 1 Pegasi bevindt zich in dezelfde omgeving als IK Pegasi.
Sterrenbeeld
IK Pegasi bevindt zich in het sterrenbeeld Pegasus. Het gevleugelde paard is het 7de grootste sterrenbeeld en beslaat een oppervlakte van 1121 vierkante graden aan de sterrenhemel. In de Griekse mythologie wordt het sterrenbeeld geassocieerd met Pegasus, nakomeling van de zeegod Poseidon en de Gorgon Medusa.
Pegasus is een van de 48 klassieke sterrenbeelden die in de 2de eeuw na Christus door Claudius Ptolemeus in de Almagest werden beschreven.
Pegasus is een van de best herkenbare sterrenbeelden op het noordelijk halfrond. Het sterrenbeeld wordt gedomineerd door een groot, helder asterisme dat het Grote Vierkant of Herfstvierkant wordt genoemd. Het bestaat uit Beta Pegasi – Scheat, Alpha Pegasi – Markab en Gamma Pegasi – Algenib samen met Alpha Andromedae – Alpheratz van het sterrenbeeld Andromeda.
Met 5 sterren helderder dan magnitude 3,0 is het sterrenbeeld ook zichtbaar vanuit enigszins lichtvervuilde gebieden, de helderste ster van het sterrenbeeld, de oranje superreus Enif bevindt zich op een afstand van 690 lichtjaar en heeft een schijnbare helderheid van magnitude 2,40.
Veel van de heldere sterren in Pegasus bevinden zich niet mee rop de hoofdreeks. Naast Enif zijn dit de hete blauwe supernova-kandidaat Algenib, de rode reus Scheat, de subreus Markab, de gele reuzen Matar, Sadalbari en Lambda Pegasi en de reus Alkarab.
Andere noemenswaardige sterren in Pegasus zijn onder andere de hete blauwe hoofdreeksster Homan – Zeta Pegasi, de snel draaiende A-type ster Biham – Theta Pegasi), de zonachtige ster Helvetios – 51 Pegasi en de chemisch bijzondere variabele ster HR 8799 die 4 bekende exoplaneten heeft.
In Pegasus kunnen we ook verschillende relatief heldere deepsky objecten vinden. Dit zijn o.a. Messier 15 – NGC 7078, een bolhoop die al in een verrekijker is te zien. Het balkspiraalstelsel NGC 7479, het spiraalstelsel NGC 7331 en de NGC 7331-groep van sterrenstelsels, het spiraalstelsel NGC 7217, het spiraalstelsel NGC 7742 en de op elkaar inwerkende sterrenstelsels NGC 7752, NGC 7753, NGC 7469 en IC 5283.
In het sterrenbeeld vinden we ook de gravitationeel gelenste quasar die het Einsteinkruis wordt genoemd en de visuele groepering van sterrenstelsels HCG 92, beter bekend als Stephan’s Quintet.
De beste tijd van het jaar om de sterren en deepsky objecten in Pegasus waar te nemen is gedurende de maand oktober als het sterrenbeeld ’s avonds hoger boven de horizon komt. Het gehele sterrenbeeld is zichtbaar vanaf locaties ten noorden van de -60ste breedtegraad.
De 10 helderste sterren in Pegasus zijn Enif (Epsilon Peg, mag. 2,40), Scheat (Beta Peg, mag. 2,42), Markab (Alpha Peg, mag. 2,48), Algenib (Gamma Peg, mag. 2,84), Matar (Eta Peg, mag. 2,95), Homam (Zeta Peg, mag. 3,41), Sadalbari (Mu Peg, mag. 3,51), Biham (Theta Peg, mag. 3,52), Iota Pegasi (mag. 3,77) en Lambda Pegasi (mag. 3.93).
IK Pegasi
| Spectraalklasse | kA6hA9mF0 of A8m: + DA |
| Variabel type – IK Pegasi A | Delta Scuti |
| Schijnbare helderheid (magnitude) | 6,08 |
| Absolute helderheid (magnitude) | 2,75 |
| Afstand (lichtjaar – parsec) | 154 – 47,3 |
| Radiale snelheid (km/s) | -9,7 |
| Sterrenbeeld | Pegasus |
| Namen en aanduidingen | IK Pegasi HD 204188 HR 8210 |
IK Pegasi A
| Massa (zon=1) | 1,65 |
| Lichtsterkte (zon=1) | 6,6 |
| Straal (zon=1) | 1,47 |
| Temperatuur (Kelvin) | 7600 |
| Leeftijd (miljoen jaar) | 50 – 600 |
| Rotatiesnelheid (km/s) | 32,5 |
IK Pegasi B
| Massa (zon=1) | 1,15 |
| Lichtsterkte (zon=1) | 0,12 |
| Straal (zon=1) | 0,006 |
| Temperatuur (Kelvin) | 35.500 |
Eerste publicatie: 1 oktober 2025
Bron: Wikipedia & anderen
