IK Pegasi - IK Pegasi

IK Pegasi
Localização de IK Pegasi.png
Localização do IK Pegasi.
Dados de observação Epoch J2000       Equinox J2000
constelação Pegasus
Ascensão certa 21 h 26 m 26,66066 s
Declinação + 19 ° 22 ′ 32,3169 ″
Magnitude aparente  (V) 6,08
Características
UMA
Tipo espectral A8m: ou kA6hA9mF0
Índice de cor U − B 0,03
Índice de cor B − V 0,235 ± 0,009
Tipo de variável Delta Scuti
B
Tipo espectral DA
Astrometria
Velocidade radial (R v ) -9,7 ± 0,2  km / s
Movimento adequado (μ) RA:  +80,964  mas / ano.
Dec .:  +16,205  mas / ano
Paralaxe (π) 21,1287 ± 0,1410  mas
Distância 154 ± 1  ly
(47,3 ± 0,3  PC )
Magnitude absoluta  (M V ) 2,75
Detalhes
UMA
Massa 1,65  M ☉
Raio 1,47+0,07
−0,09 R ☉
Luminosidade 6,568 ± 0,051  L ☉
Gravidade superficial (log  g ) 4,25  cgs
Temperatura 7.624+237
−181 K
Metalicidade 117
Velocidade de rotação ( v  sin  i ) <32,5 km / s
Era 50-600  Myr
B
Massa 1,15  M ☉
Raio 0,006  R ☉
Luminosidade 0,12  L ☉
Gravidade superficial (log  g ) 8,95  cgs
Temperatura 35.500  K
Outras designações
AB : IK Peg , BD + 18 ° 4794 , HD  204188, HIP 105860  , HR  8210, SAO  107138.
B : WD 2124 + 191, EUVE J2126 + 193.
Referências de banco de dados
SIMBAD dados

IK Pegasi (ou HR 8210 ) é um sistema estelar binário na constelação de Pegasus . É apenas o suficiente luminosa para ser visto a olho nu, a uma distância de cerca de 154  anos-luz do Sistema Solar .

A principal (IK Pegasi A) é uma estrela de sequência principal do tipo A que exibe pulsações menores em luminosidade . É categorizada como uma estrela variável Delta Scuti e tem um ciclo periódico de variação de luminosidade que se repete cerca de 22,9 vezes por dia. Sua companheira (IK Pegasi B) é uma anã branca massiva - uma estrela que evoluiu além da sequência principal e não está mais gerando energia por meio da fusão nuclear . Eles orbitam uns aos outros a cada 21,7 dias com uma separação média de cerca de 31 milhões de quilômetros, ou 19 milhões de milhas, ou 0,21  unidades astronômicas (UA). Isso é menor do que a órbita de Mercúrio ao redor do Sol .

IK Pegasi B é o candidato a progenitor de supernova conhecido mais próximo . Quando o primário começa a evoluir para uma gigante vermelha , espera-se que cresça até um raio onde a anã branca possa acumular matéria do envelope gasoso expandido. Quando a anã branca se aproxima do limite Chandrasekhar de 1,4  massas solares ( M ☉ ), ela pode explodir como uma supernova Tipo Ia .

Observação

Este sistema estelar foi catalogado em 1862 Bonner Durchmusterung ("Bonn astrometric Survey") como BD + 18 ° 4794B. Posteriormente, apareceu no Catálogo de Fotometria Revisado de Pickering em 1908 como HR 8210. A designação "IK Pegasi" segue a forma expandida da nomenclatura de estrela variável introduzida por Friedrich W. Argelander .

O exame das características espectrográficas desta estrela mostrou a mudança característica da linha de absorção de um sistema estelar binário. Essa mudança é criada quando sua órbita leva as estrelas-membro para perto e depois para longe do observador, produzindo uma mudança doppler no comprimento de onda das feições da linha. A medição dessa mudança permite aos astrônomos determinar a velocidade orbital relativa de pelo menos uma das estrelas, embora eles sejam incapazes de determinar os componentes individuais.

Em 1927, o astrônomo canadense William E. Harper usou essa técnica para medir o período desse binário espectroscópico de linha única e determinou que era de 21,724 dias. Ele também estimou inicialmente a excentricidade orbital em 0,027. (Estimativas posteriores deram uma excentricidade de essencialmente zero, que é o valor para uma órbita circular.) A amplitude da velocidade foi medida como 41,5 km / s, que é a velocidade máxima do componente primário ao longo da linha de visão do Sistema Solar.

A distância ao sistema IK Pegasi pode ser medida diretamente observando as pequenas mudanças paralaxe deste sistema (contra o fundo estelar mais distante) enquanto a Terra orbita ao redor do Sol. Esta mudança foi medida com alta precisão pela espaçonave Hipparcos , resultando em uma estimativa de distância de 150  anos-luz (com uma precisão de ± 5 anos-luz). A mesma espaçonave também mediu o movimento adequado desse sistema. Este é o pequeno movimento angular de IK Pegasi através do céu devido ao seu movimento através do espaço.

A combinação da distância e do movimento adequado deste sistema pode ser usada para calcular a velocidade transversal de IK Pegasi como 16,9 km / s. O terceiro componente, a velocidade radial heliocêntrica , pode ser medida pelo desvio para o vermelho médio (ou desvio para o azul) do espectro estelar. O Catálogo Geral de Velocidades Radiais Estelares lista uma velocidade radial de -11,4 km / s para este sistema. A combinação desses dois movimentos dá uma velocidade espacial de 20,4 km / s em relação ao sol.

Foi feita uma tentativa de fotografar os componentes individuais deste binário usando o Telescópio Espacial Hubble , mas as estrelas mostraram-se muito próximas para serem resolvidas. Medições recentes com o telescópio espacial Extreme Ultraviolet Explorer deram um período orbital mais preciso de 21,72168 ± 0,00009 dias . A inclinação do presente sistema de plano orbital acredita-se ser quase de lado (90 °), como visto a partir da Terra. Nesse caso, pode ser possível observar um eclipse .

IK Pegasi A

O diagrama de Hertzsprung-Russell ( diagrama HR) é um gráfico de luminosidade versus um índice de cor para um conjunto de estrelas. IK Pegasi A é atualmente uma estrela da sequência principal - um termo usado para descrever um agrupamento quase linear de estrelas centrais de fusão de hidrogênio com base em sua posição no diagrama HR. No entanto, IK Pegasi A encontra-se em uma faixa estreita e quase vertical do diagrama HR que é conhecida como faixa de instabilidade . As estrelas nesta banda oscilam de maneira coerente, resultando em pulsações periódicas na luminosidade da estrela.

As pulsações resultam de um processo denominado mecanismo κ . Uma parte da atmosfera externa da estrela torna-se opticamente espessa devido à ionização parcial de certos elementos. Quando esses átomos perdem um elétron , a probabilidade de que absorvam energia aumenta. Isso resulta em um aumento da temperatura que faz com que a atmosfera se expanda. A atmosfera inflada se torna menos ionizada e perde energia, fazendo com que ela resfrie e encolha novamente. O resultado desse ciclo é uma pulsação periódica da atmosfera e uma variação correspondente da luminosidade.

As dimensões relativas de IK Pegasi A (esquerda), B (centro inferior) e o Sol (direita).

As estrelas na parte da faixa de instabilidade que cruza a sequência principal são chamadas de variáveis ​​Delta Scuti . Estes são nomeados após a estrela prototípica para tais variáveis: Delta Scuti . Variáveis ​​Delta Scuti normalmente variam de classe espectral A2 a F8, e uma classe de luminosidade estelar de III ( gigantes ) a V ( estrelas da sequência principal ). São variáveis ​​de curto período que têm uma taxa de pulsação regular entre 0,025 e 0,25 dias. As estrelas Delta Scuti têm uma abundância de elementos semelhantes aos do Sol (ver estrelas da População I ) e entre 1,5 e 2,5  M ☉ . A taxa de pulsação do IK Pegasi A foi medida em 22,9 ciclos por dia, ou uma vez a cada 0,044 dias.

Os astrônomos definem a metalicidade de uma estrela como a abundância de elementos químicos que possuem um número atômico maior do que o hélio. Isso é medido por uma análise espectroscópica da atmosfera, seguida por uma comparação com os resultados esperados de modelos estelares computados. No caso de IK Pegasus A, a abundância de metal estimada é [M / H] = +0,07 ± 0,20. Essa notação fornece o logaritmo da razão entre os elementos metálicos (M) e o hidrogênio (H), menos o logaritmo da razão metálica do Sol. (Assim, se a estrela corresponder à abundância de metal do Sol, este valor será zero.) Um valor logarítmico de 0,07 é equivalente a uma taxa de metalicidade real de 1,17, então a estrela é cerca de 17% mais rica em elementos metálicos do que o Sol. No entanto, a margem de erro para este resultado é relativamente grande.

O espectro de estrelas de classe A, como IK Pegasi A, mostra fortes linhas Balmer de hidrogênio junto com linhas de absorção de metais ionizados, incluindo a linha K de cálcio ionizado (Ca II) em um comprimento de onda de 393,3  nm . O espectro de IK Pegasi A é classificado como Am marginal (ou "Am:"), o que significa que exibe as características de uma classe espectral A, mas é marginalmente revestido de metal. Ou seja, a atmosfera desta estrela exibe forças de linha de absorção ligeiramente (mas anormalmente) mais altas do que o normal para isótopos metálicos. Estrelas do tipo espectral Am são freqüentemente membros de binários próximos com um companheiro de aproximadamente a mesma massa, como é o caso de IK Pegasi.

Estrelas espectrais de classe A são mais quentes e mais massivas que o sol. Mas, em conseqüência, seu tempo de vida na sequência principal é correspondentemente mais curto. Para uma estrela com massa semelhante a IK Pegasi A (1,65 M ☉ ), a vida útil esperada na sequência principal é 2–3 × 10 9 anos , que é cerca de metade da idade atual do Sol.

Em termos de massa, o relativamente jovem Altair é a estrela mais próxima do Sol que é um análogo estelar do componente A — tem uma estimativa de 1,7 M ☉ . O sistema binário como um todo tem algumas semelhanças com o sistema próximo de Sirius , que tem um companheiro primário de classe A e uma anã branca. No entanto, Sirius A é mais massivo do que IK Pegasi A e a órbita de seu companheiro é muito maior, com um semi-eixo maior de 20 UA.

IK Pegasi B

A estrela companheira é uma estrela anã branca densa . Esta categoria de objeto estelar atingiu o final de sua vida evolutiva e não está mais gerando energia por meio da fusão nuclear . Em vez disso, em circunstâncias normais, uma anã branca irradiará continuamente seu excesso de energia, principalmente o calor armazenado, tornando-se cada vez mais frio e escuro ao longo de muitos bilhões de anos.

Evolução

Quase todas as estrelas pequenas e de massa intermediária (abaixo de cerca de 11 M ☉ ) acabarão como anãs brancas, uma vez que tenham esgotado seu suprimento de combustível termonuclear . Essas estrelas passam a maior parte de sua vida produtora de energia como estrelas da sequência principal. O tempo que uma estrela passa na sequência principal depende principalmente de sua massa, com o tempo de vida diminuindo com o aumento da massa. Assim, para IK Pegasi B ter se tornado uma anã branca antes do componente A, ela deve ter sido mais massiva do que o componente A. Na verdade, acredita-se que o progenitor de IK Pegasi B tivesse uma massa entre 6 e 10  M ☉ .

Conforme o combustível hidrogênio no núcleo do progenitor de IK Pegasi B foi consumido, ele evoluiu para uma gigante vermelha . O núcleo interno se contraiu até que a queima do hidrogênio começou em uma camada ao redor do núcleo de hélio. Para compensar o aumento da temperatura, o envelope externo se expandiu muitas vezes o raio que possuía como estrela da sequência principal. Quando o núcleo atingiu uma temperatura e densidade em que o hélio poderia começar a se fundir, essa estrela se contraiu e se tornou o que se chama de estrela de ramo horizontal . Ou seja, ele pertencia a um grupo de estrelas que caem sobre uma linha aproximadamente horizontal no diagrama HR. A fusão do hélio formou um núcleo inerte de carbono e oxigênio. Quando o hélio se esgotou no núcleo, formou-se uma concha que queima o hélio, além da que queima o hidrogênio, e a estrela se move para o que os astrônomos chamam de ramo gigante assintótico , ou AGB. (Esta é uma trilha que leva ao canto superior direito do diagrama HR.) Se a estrela tivesse massa suficiente, com o tempo a fusão do carbono poderia começar no núcleo, produzindo oxigênio , neônio e magnésio .

O envelope externo de uma gigante vermelha ou estrela AGB pode expandir-se várias centenas de vezes o raio do Sol, ocupando um raio de cerca de 5 × 10 8 km (3 UA) no caso da pulsante estrela AGB Mira . Isso está bem além da separação média atual entre as duas estrelas em IK Pegasi, então durante este período as duas estrelas compartilharam um envelope comum. Como resultado, a atmosfera externa de IK Pegasi A pode ter recebido um aumento de isótopo.

A Nebulosa Helix está sendo criada por uma estrela que evolui para uma anã branca. Imagem da NASA e da ESA .

Algum tempo após a formação de um núcleo inerte de oxigênio-carbono (ou oxigênio-magnésio-neon), a fusão termonuclear começou a ocorrer ao longo de duas camadas concêntricas com a região do núcleo; o hidrogênio foi queimado ao longo da camada externa, enquanto a fusão do hélio ocorreu ao redor do núcleo inerte. No entanto, esta fase de camada dupla é instável, por isso produziu pulsos térmicos que causaram ejeções de massa em grande escala do envelope externo da estrela. Este material ejetado formou uma imensa nuvem de material chamada nebulosa planetária . Tudo, exceto uma pequena fração do envelope de hidrogênio, foi expulso da estrela, deixando para trás um remanescente anão branco composto principalmente de núcleo inerte.

Composição e estrutura

O interior de IK Pegasi B pode ser composto inteiramente de carbono e oxigênio; alternativamente, se seu progenitor sofreu queima de carbono , pode ter um núcleo de oxigênio e neon, rodeado por um manto enriquecido com carbono e oxigênio. Em ambos os casos, o exterior de IK Pegasi B é coberto por uma atmosfera de hidrogênio quase puro, o que dá a esta estrela sua classificação estelar de DA. Devido à maior massa atômica , qualquer hélio no envelope terá afundado abaixo da camada de hidrogênio. Toda a massa da estrela é sustentada pela pressão de degenerescência do elétron - um efeito da mecânica quântica que limita a quantidade de matéria que pode ser comprimida em um determinado volume.

Este gráfico mostra o raio teórico de uma anã branca, dada sua massa. A curva verde é para um modelo de gás de elétron relativístico .

Com uma estimativa de 1,15  M ☉ , IK Pegasi B é considerada uma anã branca de alta massa. Embora seu raio não tenha sido observado diretamente, ele pode ser estimado a partir de relações teóricas conhecidas entre a massa e o raio das anãs brancas, dando um valor de cerca de 0,60% do raio do Sol . (Uma fonte diferente fornece um valor de 0,72%, portanto, permanece alguma incerteza neste resultado.) Assim, esta estrela compacta uma massa maior do que o Sol em um volume aproximadamente do tamanho da Terra, dando uma indicação da densidade extrema deste objeto .

A natureza maciça e compacta de uma anã branca produz uma forte gravidade superficial . Os astrônomos denotam este valor pelo logaritmo decimal da força gravitacional em unidades cgs , ou log g . Para IK Pegasi B, log g é 8,95. Em comparação, log g para a Terra é 2,99. Assim, a gravidade da superfície em IK Pegasi é mais de 900.000 vezes a força gravitacional da Terra.

A temperatura superficial efetiva do IK Pegasi B é estimada em cerca de 35.500 ± 1.500 K , tornando-o uma forte fonte de radiação ultravioleta . Em condições normais, essa anã branca continuaria a esfriar por mais de um bilhão de anos, enquanto seu raio permaneceria essencialmente inalterado.

Evolução futura

Em um artigo de 1993, David Wonnacott, Barry J. Kellett e David J. Stickland identificaram este sistema como um candidato a evoluir para uma supernova Tipo Ia ou uma variável cataclísmica . A uma distância de 150 anos-luz, isso o torna o candidato a progenitor de supernova mais próximo conhecido da Terra . No entanto, no tempo que levará para o sistema evoluir a um estado em que uma supernova possa ocorrer, ele terá se movido para uma distância considerável da Terra, mas ainda pode representar uma ameaça.

Em algum ponto no futuro, IK Pegasi A consumirá o combustível hidrogênio em seu núcleo e começará a evoluir para longe da sequência principal para formar uma gigante vermelha. O envelope de uma gigante vermelha pode crescer até dimensões significativas, estendendo-se até cem vezes seu raio anterior (ou maior). Uma vez que IK Pegasi A se expande até o ponto em que seu envelope externo transborda o lóbulo Roche de sua companheira, um disco de acreção gasoso se forma ao redor da anã branca. Este gás, composto principalmente de hidrogênio e hélio, irá então se acumular na superfície do companheiro. Essa transferência de massa entre as estrelas também fará com que sua órbita mútua encolha.

Na superfície da anã branca, o gás acumulado será comprimido e aquecido. Em algum ponto, o gás acumulado pode atingir as condições necessárias para que ocorra a fusão do hidrogênio, produzindo uma reação descontrolada que expulsará uma parte do gás da superfície. Isso resultaria em uma explosão nova (recorrente) - uma estrela variável cataclísmica - e a luminosidade da anã branca aumentaria rapidamente em várias magnitudes por um período de vários dias ou meses. Um exemplo de tal sistema estelar é RS Ophiuchi , um sistema binário que consiste em uma gigante vermelha e uma anã branca companheira. RS Ophiuchi se transformou em uma nova (recorrente) em pelo menos seis ocasiões, cada vez acumulando a massa crítica de hidrogênio necessária para produzir uma explosão descontrolada.

É possível que IK Pegasi B siga um padrão semelhante. Para acumular massa, no entanto, apenas uma parte do gás agregado pode ser ejetada, de modo que a cada ciclo a anã branca aumentaria de massa constantemente. Assim, mesmo que se comportasse como uma nova recorrente, IK Pegasus B poderia continuar a acumular um envelope crescente.

Um modelo alternativo que permite que a anã branca acumule massa de forma constante sem entrar em erupção como uma nova é chamado de fonte binária de raios-X supersoft (CBSS). Neste cenário, a taxa de transferência de massa para o binário anã branca próxima é tal que uma queima de fusão constante pode ser mantida na superfície enquanto o hidrogênio que chega é consumido na fusão termonuclear para produzir hélio. Esta categoria de fontes supermacias consiste em anãs brancas de grande massa com temperaturas superficiais muito altas ( 0,5 × 10 6 a 1 × 10 6 K ).

Se a massa da anã branca se aproximar do limite de Chandrasekhar de 1,4 M ☉, ela não será mais sustentada pela pressão de degeneração de elétrons e entrará em colapso. Para um núcleo composto principalmente de oxigênio, neônio e magnésio, a anã branca em colapso provavelmente formará uma estrela de nêutrons . Nesse caso, apenas uma fração da massa da estrela será ejetada como resultado. Se, em vez disso, o núcleo for feito de carbono-oxigênio, o aumento da pressão e da temperatura iniciará a fusão do carbono no centro antes de atingir o limite de Chandrasekhar. O resultado dramático é uma reação de fusão nuclear descontrolada que consome uma fração substancial da estrela em um curto período de tempo. Isso será suficiente para desvincular a estrela em uma explosão cataclísmica de supernova Tipo Ia.

Esse evento de supernova pode representar alguma ameaça à vida na Terra. Pensa-se que é improvável que a estrela primária, IK Pegasi A, evolua para uma gigante vermelha no futuro imediato. Como mostrado anteriormente, a velocidade espacial desta estrela em relação ao Sol é de 20,4 km / s. Isso é equivalente a mover uma distância de um ano-luz a cada 14.700 anos. Após 5 milhões de anos, por exemplo, esta estrela estará separada do Sol por mais de 500 anos-luz. Acredita-se que uma supernova Tipo Ia dentro de mil parsecs (3300 anos-luz) seja capaz de afetar a Terra, mas deve estar mais perto do que cerca de 10 parsecs (cerca de trinta anos-luz) para causar um grande dano à biosfera terrestre.

Após a explosão de uma supernova, o remanescente da estrela doadora (IK Pegasus A) continuaria com a velocidade final que possuía quando era membro de um sistema binário orbital próximo. A velocidade relativa resultante poderia ser tão alta quanto 100–200 km / s, o que a colocaria entre os membros de alta velocidade da galáxia . O companheiro também terá perdido alguma massa durante a explosão e sua presença pode criar uma lacuna nos detritos em expansão. Desse ponto em diante, ela evoluirá para uma única estrela anã branca. A explosão da supernova criará um remanescente de material em expansão que acabará por se fundir com o meio interestelar circundante .

Veja também

Notas

Referências

links externos