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| Ascension droite | 21h 26m 26,6607s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | +19° 22′ 32,316″[1] |
| Constellation | Pégase |
| Magnitude apparente | 6,078[2] |
Localisation dans la constellation : Pégase   | |
| Type spectral | A8m:[3] / DA[4] |
|---|---|
| Indice U-B | 0,03[2] / - |
| Indice B-V | 0,24[2] / - |
| Variabilité | Delta Scuti[3] |
| Vitesse radiale | −11,4 km/s[2] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = +80,964 mas/a[1] μδ = +16,205 mas/a[1] |
| Parallaxe | 21,128 7 ± 0,141 0 mas[1] |
| Distance |
154 ± 1 al (47,33 ± 0,32 pc[1]) |
| Magnitude absolue | 2,762 |
| Masse | 1,65 M☉[5] / 1,15 M☉[6] |
|---|---|
| Rayon | 1,6 R☉[5] / 0,006 R☉[4] |
| Gravité de surface (log g) | 4,25[5] / 8,95[4] |
| Luminosité | 8,0 L☉ / 0,12 L☉ |
| Température | 7 700 K[7] / 35,500 K[6] |
| Métallicité | 117 (+69/−43)[7],[5] / -% Soleil |
| Rotation | 32,5 km/s[7] / - km/s |
| Âge | 5-60 × 107 a[5] |
Désignations
IK Pegasi (également appelée HD 204188 et HR 8210) est une étoile binaire de la constellation de Pégase. Située à une distance de 154 années-lumière du système solaire, elle est juste assez lumineuse pour être visible à l'œil nu, sa magnitude apparente étant de 6,078.
L'étoile primaire (IK Pegasi A) est une étoile de la séquence principale de type spectral A. C'est une étoile variable de type Delta Scuti : sa luminosité subit une légère variation périodique 22,9 fois par jour[5]. Son compagnon (IK Pegasi B) est une naine blanche, une étoile qui a quitté la séquence principale et dans laquelle la réaction de fusion nucléaire s'est arrêtée. Elles tournent autour du centre de gravité du système en 21,7 jours et sont en moyenne séparées de 31 millions de kilomètres (0,21 ua), soit moins que la distance séparant Mercure du Soleil.
IK Pegasi B est l'étoile la plus proche du Soleil susceptible d'évoluer en supernova. Lorsque l'étoile primaire deviendra une géante rouge, son rayon augmentera et la naine blanche attirera de la matière de son enveloppe gazeuse. Lorsque cette naine blanche atteindra la limite de Chandrasekhar de 1,44 masse solaire, elle explosera en supernova de type Ia[10].
- (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616, , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
- (en) HD 204188 -- Spectroscopic binary sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.. Plusieurs valeurs sont obtenues en cliquant sur le bouton « Display all measurements » de la page.
- (en) D. W. Kurtz, « Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars », The Astrophysical Journal, vol. 221, , p. 869-880 (résumé)
- (en) M. A. Barstow, J. B. Holberg, D. Koester D., « Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD15638 and HR8210 (IK Peg) », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 270, no 3, , p. 516 (résumé)
- (en) D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd, « Pulsational Activity on IK Pegasi », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 267, no 4, , p. 1045-1052 (résumé)
- (en) W. Landsman, T. Simon, P. Bergeron, « The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638 », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 105, no 690, , p. 841-847 (résumé)
- (en) B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen, « The chemical composition of IK Pegasi », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 278, no 3, , p. 688-696 (résumé)
- Erreur de référence : Balise
<ref>incorrecte : aucun texte n’a été fourni pour les références nomméesapj502 - (en) John Vellerga, « The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field », The Astrophysical Journal, vol. 497, , p. 77-115 (résumé)
- (en) D. Wonnacott, B. J. Kellett, D. J. Stickland, « IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 262, no 2, , p. 277-284 (résumé)