IK Pegasi (o HR 8210 ) es un sistema estelar binario en la constelación de Pegaso . Es lo suficientemente luminoso como para ser visto a simple vista, a una distancia de unos 154 años luz del Sistema Solar .
La primaria (IK Pegasi A) es una estrella de secuencia principal de tipo A que muestra pulsaciones menores en luminosidad . Está categorizada como estrella variable Delta Scuti y tiene un ciclo periódico de variación de luminosidad que se repite aproximadamente 22,9 veces al día. [7] Su compañera (IK Pegasi B) es una enana blanca masiva , una estrella que ha evolucionado más allá de la secuencia principal y ya no genera energía a través de la fusión nuclear . Se orbitan entre sí cada 21,7 días con una separación media de unos 31 millones de kilómetros, o 19 millones de millas, o 0,21 unidades astronómicas (UA). Ésta es más pequeña que la órbita de Mercurio alrededor del Sol .
IK Pegasi B es el candidato a progenitor de supernova más cercano conocido . Cuando la primaria comience a evolucionar hacia una gigante roja , se espera que crezca hasta un radio en el que la enana blanca pueda acumular materia a partir de la envoltura gaseosa expandida. Cuando la enana blanca se acerca al límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares ( M ☉ ), [12] puede explotar como una supernova de Tipo Ia . [13]
Este sistema estelar fue catalogado en el Bonner Durchmusterung ("Estudio astrométrico de Bonn") de 1862 como BD +18°4794B. Más tarde apareció en el Catálogo de Fotometría Revisado de Harvard de 1908 de Pickering como HR 8210. [14] La designación "IK Pegasi" sigue la forma ampliada de la nomenclatura de estrellas variables introducida por Friedrich W. Argelander . [15]
El examen de las características espectrográficas de esta estrella mostró el desplazamiento característico de la línea de absorción de un sistema estelar binario. Este cambio se crea cuando su órbita acerca a las estrellas miembros y luego las aleja del observador, produciendo un cambio Doppler en la longitud de onda de las características de la línea. La medición de este desplazamiento permite a los astrónomos determinar la velocidad orbital relativa de al menos una de las estrellas, aunque no puedan descifrar los componentes individuales. [dieciséis]
En 1927, el astrónomo canadiense William E. Harper utilizó esta técnica para medir el período de este binario espectroscópico de una sola línea y determinó que era 21,724 días. También estimó inicialmente la excentricidad orbital en 0,027. (Estimaciones posteriores dieron una excentricidad esencialmente cero, que es el valor para una órbita circular). [13] La amplitud de la velocidad se midió como 41,5 km/s, que es la velocidad máxima del componente primario a lo largo de la línea de visión hacia el Sistema solar. [17]
La distancia al sistema IK Pegasi se puede medir directamente observando los pequeños cambios de paralaje de este sistema (contra el fondo estelar más distante) mientras la Tierra orbita alrededor del Sol. Este cambio fue medido con alta precisión por la nave espacial Hipparcos , arrojando una estimación de distancia de 150 años luz (con una precisión de ±5 años luz). [18] La misma nave espacial también midió el movimiento propio de este sistema. Este es el pequeño movimiento angular de IK Pegasi a través del cielo debido a su movimiento a través del espacio.
La combinación de la distancia y el movimiento propio de este sistema se puede utilizar para calcular la velocidad transversal de IK Pegasi como 16,9 km/s. [nb 2] El tercer componente, la velocidad radial heliocéntrica , se puede medir mediante el desplazamiento hacia el rojo (o desplazamiento hacia el azul) promedio del espectro estelar. El Catálogo General de Velocidades Radiales Estelares enumera una velocidad radial de −11,4 km/s para este sistema. [19] La combinación de estos dos movimientos da una velocidad espacial de 20,4 km/s con respecto al Sol. [2]
Se intentó fotografiar los componentes individuales de este binario utilizando el Telescopio Espacial Hubble , pero las estrellas resultaron demasiado cercanas para poder detectarlas. [20] Mediciones recientes con el telescopio espacial Extreme Ultraviolet Explorer dieron un período orbital más preciso de 21,72168 ± 0,00009 días . [10] Se cree que la inclinación del plano orbital de este sistema es casi de canto (90°) visto desde la Tierra. De ser así, tal vez sea posible observar un eclipse . [9]
El diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR) es un gráfico de luminosidad versus un índice de color para un conjunto de estrellas. IK Pegasi A es actualmente una estrella de secuencia principal , término que se utiliza para describir una agrupación casi lineal de estrellas con núcleos que fusionan hidrógeno en función de su posición en el diagrama HR. Sin embargo, IK Pegasi A se encuentra en una banda estrecha y casi vertical del diagrama HR que se conoce como franja de inestabilidad . Las estrellas de esta banda oscilan de manera coherente, lo que produce pulsaciones periódicas en la luminosidad de la estrella. [22]
Las pulsaciones resultan de un proceso llamado mecanismo κ . Una parte de la atmósfera exterior de la estrella se vuelve ópticamente espesa debido a la ionización parcial de ciertos elementos. Cuando estos átomos pierden un electrón , aumenta la probabilidad de que absorban energía. Esto da como resultado un aumento de temperatura que hace que la atmósfera se expanda. La atmósfera inflada se vuelve menos ionizada y pierde energía, lo que hace que se enfríe y vuelva a encogerse. El resultado de este ciclo es una pulsación periódica de la atmósfera y una variación correspondiente de la luminosidad. [22]
Las estrellas dentro de la porción de la franja de inestabilidad que cruza la secuencia principal se denominan variables Delta Scuti . Estos llevan el nombre de la estrella prototípica de tales variables: Delta Scuti . Las variables de Delta Scuti suelen oscilar entre la clase espectral A2 a F8, y una clase de luminosidad estelar de III ( gigantes ) a V ( estrellas de secuencia principal ). Son variables de período corto que tienen una frecuencia de pulsación regular entre 0,025 y 0,25 días. Las estrellas Delta Scuti tienen abundancia de elementos similares a los del Sol (ver estrellas de Población I ) y entre 1,5 y 2,5 M ☉ . [24] La frecuencia de pulsación de IK Pegasi A se ha medido en 22,9 ciclos por día, o una vez cada 0,044 días. [7]
Los astrónomos definen la metalicidad de una estrella como la abundancia de elementos químicos que tienen un número atómico superior al del helio. Esto se mide mediante un análisis espectroscópico de la atmósfera, seguido de una comparación con los resultados esperados de los modelos estelares calculados. En el caso de IK Pegasus A, la abundancia de metal estimada es [M/H] = +0,07 ± 0,20. Esta notación da el logaritmo de la proporción de elementos metálicos (M) a hidrógeno (H), menos el logaritmo de la proporción de metales del Sol. (Por lo tanto, si la estrella coincide con la abundancia de metales del Sol, este valor será cero). Un valor logarítmico de 0,07 equivale a una relación de metalicidad real de 1,17, por lo que la estrella es aproximadamente un 17% más rica en elementos metálicos que el Sol. [7] Sin embargo, el margen de error para este resultado es relativamente grande.
El espectro de estrellas de clase A, como IK Pegasi A, muestra fuertes líneas de Balmer de hidrógeno junto con líneas de absorción de metales ionizados, incluida la línea K de calcio ionizado (Ca II) a una longitud de onda de 393,3 nm . [25] El espectro de IK Pegasi A se clasifica como Am marginal (o "Am:"), lo que significa que muestra las características de una clase espectral A pero tiene un revestimiento marginal metálico. Es decir, la atmósfera de esta estrella muestra intensidades de línea de absorción ligeramente (pero anómalas) superiores a las normales para los isótopos metálicos. [3] Las estrellas de tipo espectral Am suelen ser miembros de binarias cercanas con una compañera de aproximadamente la misma masa, como es el caso de IK Pegasi. [26]
Las estrellas espectrales de clase A son más calientes y masivas que el Sol. Pero, en consecuencia, su vida útil en la secuencia principal es correspondientemente más corta. Para una estrella con una masa similar a IK Pegasi A (1,65 M ☉ ), la vida útil esperada en la secuencia principal es de 2 a 3 × 10 9 años , que es aproximadamente la mitad de la edad actual del Sol. [27]
En términos de masa, la relativamente joven Altair es la estrella más cercana al Sol que es un análogo estelar del componente A; se estima que tiene 1,7 M ☉ . El sistema binario en su conjunto tiene algunas similitudes con el cercano sistema de Sirio , que tiene una primaria de clase A y una compañera enana blanca. Sin embargo, Sirio A es más masivo que IK Pegasi A y la órbita de su compañero es mucho mayor, con un semieje mayor de 20 UA.
La estrella compañera es una densa estrella enana blanca . Esta categoría de objeto estelar ha llegado al final de su vida evolutiva y ya no genera energía a través de la fusión nuclear . En cambio, en circunstancias normales, una enana blanca irradiará constantemente su exceso de energía, principalmente calor almacenado, volviéndose más fría y más tenue a lo largo de muchos miles de millones de años. [28]
Casi todas las estrellas pequeñas e intermedias (por debajo de aproximadamente 11 M ☉ ) terminarán como enanas blancas una vez que hayan agotado su suministro de combustible termonuclear . [29] Estas estrellas pasan la mayor parte de su vida productora de energía como estrellas de la secuencia principal . El tiempo que una estrella pasa en la secuencia principal depende principalmente de su masa, y la vida útil disminuye a medida que aumenta la masa. [30] Por lo tanto, para que IK Pegasi B se haya convertido en una enana blanca antes del componente A, alguna vez debe haber sido más masiva que el componente A. De hecho, se cree que el progenitor de IK Pegasi B tuvo una masa de entre 6 y 10 METRO ☉ . [13]
A medida que se consumió el combustible de hidrógeno en el núcleo del progenitor de IK Pegasi B, evolucionó hasta convertirse en una gigante roja . El núcleo interno se contrajo hasta que comenzó la quema de hidrógeno en una capa que rodeaba el núcleo de helio. Para compensar el aumento de temperatura, la envoltura exterior se expandió muchas veces el radio que poseía como estrella de secuencia principal. Cuando el núcleo alcanzó una temperatura y densidad en las que el helio podía comenzar a fusionarse, esta estrella se contrajo y se convirtió en lo que se denomina una estrella de rama horizontal . Es decir, pertenecía a un grupo de estrellas que caen sobre una línea aproximadamente horizontal en el diagrama HR. La fusión del helio formó un núcleo inerte de carbono y oxígeno. Cuando se agotó el helio en el núcleo, se formó una capa que quemaba helio además de la que quemaba hidrógeno y la estrella se movió a lo que los astrónomos llaman la rama gigante asintótica , o AGB. (Esta es una pista que conduce a la esquina superior derecha del diagrama HR). Si la estrella tuviera suficiente masa, con el tiempo podría comenzar la fusión del carbono en el núcleo, produciendo oxígeno , neón y magnesio . [31] [32] [33]
La envoltura exterior de una estrella gigante roja o AGB puede expandirse hasta varios cientos de veces el radio del Sol, ocupando un radio de aproximadamente 5 × 10 8 km (3 AU) en el caso de la estrella pulsante AGB Mira . [34] Esto está mucho más allá de la separación promedio actual entre las dos estrellas en IK Pegasi, por lo que durante este período las dos estrellas compartieron una envoltura común. Como resultado, la atmósfera exterior de IK Pegasi A puede haber recibido una mejora isotópica. [9]
.jpg/1280px-NGC7293_(2004).jpg)
Algún tiempo después de que se formara un núcleo inerte de oxígeno-carbono (u oxígeno-magnesio-neón), la fusión termonuclear comenzó a ocurrir a lo largo de dos capas concéntricas con la región del núcleo; El hidrógeno se quemó a lo largo de la capa más externa, mientras que la fusión del helio tuvo lugar alrededor del núcleo inerte. Sin embargo, esta fase de doble capa es inestable, por lo que produjo pulsos térmicos que provocaron eyecciones de masa a gran escala desde la envoltura exterior de la estrella. [35] Este material expulsado formó una inmensa nube de material llamada nebulosa planetaria . Casi toda la envoltura de hidrógeno, excepto una pequeña fracción, fue expulsada de la estrella, dejando atrás un remanente de enana blanca compuesto principalmente por el núcleo inerte. [36]
El interior de IK Pegasi B puede estar compuesto íntegramente de carbono y oxígeno; alternativamente, si su progenitor sufrió quema de carbono , puede tener un núcleo de oxígeno y neón, rodeado por un manto enriquecido con carbono y oxígeno. [37] [38] En cualquier caso, el exterior de IK Pegasi B está cubierto por una atmósfera de hidrógeno casi puro, lo que le da a esta estrella su clasificación estelar de DA. Debido a la mayor masa atómica , el helio que haya en la envoltura se habrá hundido debajo de la capa de hidrógeno. [6] Toda la masa de la estrella está sustentada por la presión de degeneración de electrones , un efecto de la mecánica cuántica que limita la cantidad de materia que se puede comprimir en un volumen determinado.
Con un tamaño estimado de 1,15 M ☉ , se considera que IK Pegasi B es una enana blanca de gran masa. [nb 3] Aunque su radio no se ha observado directamente, se puede estimar a partir de relaciones teóricas conocidas entre la masa y el radio de las enanas blancas, [39] dando un valor de aproximadamente el 0,60% del radio del Sol . [6] (Una fuente diferente da un valor de 0,72%, por lo que sigue habiendo cierta incertidumbre en este resultado). [7] Por lo tanto, esta estrella contiene una masa mayor que la del Sol en un volumen aproximadamente del tamaño de la Tierra, lo que da una indicación. de la densidad extrema de este objeto . [nota 4]
La naturaleza masiva y compacta de una enana blanca produce una fuerte gravedad superficial . Los astrónomos denotan este valor mediante el logaritmo decimal de la fuerza gravitacional en unidades cgs , o log g . Para IK Pegasi B, log g es 8,95. [6] En comparación, el log g para la Tierra es 2,99. Así, la gravedad superficial de IK Pegasi es más de 900.000 veces mayor que la fuerza gravitacional de la Tierra. [nota 5]
Se estima que la temperatura superficial efectiva de IK Pegasi B es de aproximadamente 35 500 ± 1 500 K , [9] lo que la convierte en una fuerte fuente de radiación ultravioleta . [6] [nb 6] En condiciones normales, esta enana blanca continuaría enfriándose durante más de mil millones de años, mientras que su radio permanecería esencialmente sin cambios. [40]
En un artículo de 1993, David Wonnacott, Barry J. Kellett y David J. Stickland identificaron este sistema como candidato a evolucionar hacia una supernova de Tipo Ia o una variable cataclísmica . [13] A una distancia de 150 años luz, esto la convierte en la candidata a progenitora de supernova más cercana a la Tierra . Sin embargo, en el tiempo que le tomará al sistema evolucionar a un estado en el que podría ocurrir una supernova, se habrá alejado una distancia considerable de la Tierra, pero aún puede representar una amenaza.
En algún momento en el futuro, IK Pegasi A consumirá el combustible de hidrógeno de su núcleo y comenzará a evolucionar alejándose de la secuencia principal para formar una gigante roja. La envoltura de una gigante roja puede crecer hasta alcanzar dimensiones significativas, extendiéndose hasta cien veces su radio anterior (o más). Una vez que IK Pegasi A se expanda hasta el punto en que su envoltura exterior sobrepase el lóbulo de Roche de su compañera, se formará un disco de acreción gaseoso alrededor de la enana blanca. Este gas, compuesto principalmente de hidrógeno y helio, se acumulará en la superficie de su compañero. Esta transferencia de masa entre las estrellas también hará que su órbita mutua se reduzca. [41]
En la superficie de la enana blanca, el gas acumulado se comprimirá y calentará. En algún momento, el gas acumulado puede alcanzar las condiciones necesarias para que se produzca la fusión del hidrógeno, produciendo una reacción descontrolada que expulsará una parte del gas de la superficie. Esto daría lugar a una explosión (recurrente) de nova (una estrella variable cataclísmica) y la luminosidad de la enana blanca aumentaría rápidamente en varias magnitudes durante un período de varios días o meses. [42] Un ejemplo de tal sistema estelar es RS Ophiuchi , un sistema binario que consta de una gigante roja y una compañera enana blanca. RS Ophiuchi se ha convertido en una nova (recurrente) en al menos seis ocasiones, acumulando en cada ocasión la masa crítica de hidrógeno necesaria para producir una explosión desbocada. [43] [44]
Es posible que IK Pegasi B siga un patrón similar. [43] Sin embargo, para acumular masa, sólo se puede expulsar una parte del gas acumulado, de modo que con cada ciclo la enana blanca aumentaría constantemente su masa. Por lo tanto, incluso si se comportara como una nova recurrente, IK Pegasus B podría seguir acumulando una envoltura cada vez mayor. [45]
Un modelo alternativo que permite a la enana blanca acumular masa de manera constante sin entrar en erupción como nova se llama fuente de rayos X supersuave binaria cercana (CBSS). En este escenario, la tasa de transferencia de masa a la enana blanca binaria cercana es tal que se puede mantener una fusión constante en la superficie a medida que el hidrógeno que llega se consume en la fusión termonuclear para producir helio. Esta categoría de fuentes superblandas está formada por enanas blancas de gran masa con temperaturas superficiales muy altas ( 0,5 × 10 6 a 1 × 10 6 K [46] ). [47]
Si la masa de la enana blanca se acerca al límite de Chandrasekhar de 1,4 M ☉ , ya no estará soportada por la presión de degeneración electrónica y sufrirá un colapso. Para un núcleo compuesto principalmente de oxígeno, neón y magnesio, es probable que la enana blanca en colapso forme una estrella de neutrones . En este caso, sólo se expulsará una fracción de la masa de la estrella. [48] Sin embargo, si el núcleo está hecho de carbono-oxígeno, el aumento de la presión y la temperatura iniciará la fusión del carbono en el centro antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar. El dramático resultado es una reacción de fusión nuclear descontrolada que consume una fracción sustancial de la estrella en poco tiempo. Esto será suficiente para desvincular la estrella en una cataclísmica explosión de supernova de tipo Ia. [49]
Un evento de supernova de este tipo puede representar alguna amenaza para la vida en la Tierra. Se cree que es poco probable que la enana blanca, IK Pegasi B, detone como supernova hasta dentro de 1.900 millones de años. [50] Como se mostró anteriormente, la velocidad espacial de esta estrella en relación con el Sol es 20,4 km/s (12,7 mi/s). Esto equivale a desplazarse una distancia de un año luz cada 14.700 años. Después de 5 millones de años, por ejemplo, esta estrella estará separada del Sol por más de 500 años luz. Se cree que una supernova de tipo Ia en un radio de mil pársecs (3300 años luz) puede afectar la Tierra, [51] pero debe estar a menos de 10 pársecs (unos treinta años luz) para causar un daño importante a la Tierra. biosfera terrestre. [50]
Tras una explosión de supernova, el remanente de la estrella donante (IK Pegasus A) continuaría con la velocidad final que poseía cuando era miembro de un sistema binario en órbita cercana. La velocidad relativa resultante podría ser tan alta como 100 a 200 km/s (62 a 124 mi/s), lo que la colocaría entre los miembros de alta velocidad de la galaxia . El compañero también habrá perdido algo de masa durante la explosión, y su presencia puede crear una brecha entre los escombros en expansión. A partir de ese momento evolucionará hasta convertirse en una única estrella enana blanca. [52] [53] La explosión de la supernova creará un remanente de material en expansión que eventualmente se fusionará con el medio interestelar circundante . [54]
