IK Pegasi

Doppelstern IK Pegasi
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
AladinLite
Sternbild	Pegasus
Rektaszension	21h 26m 26,7s[1]
Deklination	+19° 22′ 32,3″[1]
Scheinbare Helligkeit [1]	6,08 mag
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	−11,4 km/s[1]
Parallaxe	21,72 ± 0,78 mas
Entfernung [1]	150 ± 5 Lj (46 ± 2 pc)
Eigenbewegung:
Rek.-Anteil:	+80,23 mas/a
Dekl.-Anteil:	+17,28 mas/a
Orbit
Periode	21,7 Tage
Einzeldaten
Namen	A; B
Beobachtungsdaten:
Scheinbare Helligkeit [1]	A	6,08 mag
	B
Typisierung:
Spektralklasse	A	A8m:[2]
	B	DA[3]
B−V-Farbindex	A	0,24[1]
U−B-Farbindex	A	0,03[1]
Physikalische Eigenschaften:
Absolute vis. Helligkeit Mvis	A	ca. 2,8[A 1][4] mag
	B
Masse	A	1,65[5] M☉
	B	1,15[6] M☉
Radius	A	1,6[5] R☉
	B	0,006[3] R☉
Leuchtkraft	A	8,0[A 2][7] L☉
	B	0,12 L☉
Effektive Temperatur	A	7700[8] K
	B	35.500[6] K
Metallizität [Fe/H]	A	0,17 ± 0,17[8]
	B
Rotationsdauer	A	< 32,5 km/s[8] d
	B
Alter	50–600 Mio. Jahre[5]
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bonner Durchmusterung BD +18° 4794 Bright-Star-Katalog HR 8210 [1] Henry-Draper-Katalog HD 204188 [2] SAO-Katalog SAO 107138 [3] Tycho-Katalog TYC 1671-710-1[4] Hipparcos-Katalog HIP 105860 [5] Weitere Bezeichnungen: IK Pegasi   WD 2124+191 • EUVE J2126+193[9]
Quellen:[10][1]

IK Pegasi (HR 8210) ist ein etwa 150 Lichtjahre entfernter Doppelstern im Sternbild Pegasus. Die beiden Sterne können nicht als Einzelobjekte aufgelöst werden, sondern es handelt sich um einen spektroskopischen Doppelstern, das heißt, sie sind nur durch ihr Spektrum als Doppelstern identifizierbar. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 6,1 mag kann das Objekt bei sehr guten Beobachtungsbedingungen gerade noch mit bloßem Auge wahrgenommen werden.

Der Primärstern (IK Pegasi A) ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A, der ein geringfügiges Pulsieren in seiner Leuchtkraft aufzeigt, das sich 22,9 Mal pro Tag wiederholt. Diese Pulsationen werden in erster Linie durch Instabilitäten in der Wasserstoffkonvektionszone erzeugt, die abwechselnd zur Ausdehnung und Kontraktion der Atmosphäre führen. Unter den Pulsationsveränderlichen gehört IK Pegasi A zu den Delta-Scuti-Sternen.^[5]

Sein Begleiter (IK Pegasi B) ist ein Weißer Zwerg und somit ein Stern, der den Großteil seiner Entwicklungsphase bereits hinter sich hat und jetzt nicht mehr im Stande ist, Energie durch Kernfusion zu erzeugen. Beide umkreisen einander alle 21,7 Tage in einem durchschnittlichen Abstand von etwa 31 Millionen Kilometer oder 0,21 Astronomischen Einheiten (AE). Dieser Abstand entspricht knapp der Entfernung des Merkur zu unserer Sonne.

IK Pegasi B ist der am nächsten gelegene uns bekannte Kandidat für eine Supernova vom Typ Ia. Zu einem solchen Ereignis kommt es, wenn der Hauptstern das Entwicklungsstadium eines Roten Riesen zu erreichen beginnt. Dabei wächst sein Radius so weit an, dass der benachbarte Weiße Zwerg Materie von dessen expandierender gasförmigen Hülle akkretiert. Sobald sich der Weiße Zwerg der Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen nähert, ist zu erwarten, dass er als Typ-Ia-Supernova explodieren wird.^[11]

1. ↑ ^{a b c d e f g} V* IK Peg -- Spectroscopic binary. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 29. Januar 2010 (englisch, SIMBAD Datenbankabfrage für HD 204188. Einige Angaben sind mittels der Funktion „Display all measurements“ dieser Webseite abzufragen.). 
2. ↑ Referenzfehler: Ungültiges <ref>-Tag; kein Text angegeben für Einzelnachweis mit dem Namen apj221.
3. ↑ ^{a b} M. A. Barstow, J. B. Holberg, D. Koester,: Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 270, Nr. 3, 1994, S. 516, bibcode:1994MNRAS.270..516B. 
4. ↑ Roger John Tayler: The Stars: Their Structure and Evolution. Hrsg.: Cambridge University Press. 1994, ISBN 0-521-45885-4, S. 16. 
5. ↑ ^{a b c d} D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd: Pulsational Activity on Ik-Pegasi. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 267, Nr. 4, 1994, S. 1045–1052, bibcode:1994MNRAS.267.1045W. 
6. ↑ ^{a b} Referenzfehler: Ungültiges <ref>-Tag; kein Text angegeben für Einzelnachweis mit dem Namen pasp105.
7. ↑ Hans Krimm: Luminosity, Radius and Temperature. Hampden-Sydney College, 19. August 1997, archiviert vom Original (nicht mehr online verfügbar) am 8. Mai 2003; abgerufen am 29. Januar 2010 (englisch). 
8. ↑ ^{a b c} B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen: The chemical composition of IK Pegasi. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 278, Nr. 3, 1996, S. 688–696, bibcode:1996MNRAS.278..688S. 
9. ↑ S. Vennes, D. J. Christian, J. R. Thorstensen,: Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions. In: The Astrophysical Journal. Band 502, Nr. 2, 1998, S. 763–787, doi:10.1086/305926. 
10. ↑ John Vallerga: The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field. In: Astrophysical Journal. Band 497, 1998, S. 77–115, doi:10.1086/305496. 
11. ↑ D. Wonnacott, B. J. Kellett, D. J. Stickland: Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 262, Nr. 2, 1993, ISSN 0035-8711, S. 277–284, bibcode:1993MNRAS.262..277W. 

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