И.К. Пегаси - IK Pegasi

ИК Пегаси
Расположение IK Pegasi.png
Местонахождение ИК Пегаси.
Данные наблюдений Epoch J2000       Equinox J2000
Созвездие Пегас
Прямое восхождение 21 ч 26 м 26.66066 с
Склонение + 19 ° 22 ′ 32,3169 ″
Видимая звездная величина  (V) 6,08
Характеристики
А
Спектральный тип A8m: или kA6hA9mF0
Индекс цвета U − B 0,03
Индекс цвета B − V 0,235 ± 0,009
Тип переменной Дельта Скути
B
Спектральный тип DA
Астрометрия
Радиальная скорость (R v ) −9,7 ± 0,2  км / с
Собственное движение (μ) RA:  +80.964  Мась / год
декабрь .:  +16.205  Рождество / год
Параллакс (π) 21.1287 ± 0,1410  мас
Расстояние 154 ± 1  св. Лет
(47,3 ± 0,3  шт. )
Абсолютная звездная величина  (M V ) 2,75
Подробности
А
Масса 1,65  М ☉
Радиус 1,47+0,07
-0,09 R ☉
Яркость 6,568 ± 0,051  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g ) 4,25  куб.
Температура 7 624+237
−181 K
Металличность 117
Скорость вращения ( v  sin  i ) <32,5 км / с
Возраст 50–600  млн лет
B
Масса 1,15  М ☉
Радиус 0,006  R ☉
Яркость 0,12  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g ) 8,95  кг
Температура 35 500  К
Прочие обозначения
AB : IK Peg , BD + 18 ° 4794 , HD  204188, HIP  105860, HR  8210, SAO  107138.
А : WD 2124 + 191, EUVE J2126 + 193.
Ссылки на базы данных
SIMBAD данные

ИК Пегас (или HR 8210 ) - двойная звездная система в созвездии Пегаса . Оно достаточно яркое, чтобы его можно было увидеть невооруженным глазом на расстоянии около 154  световых лет от Солнечной системы .

Первичная звезда (И.К. Пегаси A) - это звезда главной последовательности A-типа, которая демонстрирует незначительные пульсации светимости . Она классифицируется как переменная звезда Дельта Щита и имеет периодический цикл изменения светимости, который повторяется примерно 22,9 раза в день. Его спутник (И.К. Пегаси B) - массивный белый карлик - звезда, которая эволюционировала после главной последовательности и больше не генерирует энергию за счет ядерного синтеза . Они вращаются вокруг друг друга каждые 21,7 дня со средним расстоянием около 31 миллиона километров, или 19 миллионов миль, или 0,21  астрономической единицы (а.е.). Это меньше, чем орбита Меркурия вокруг Солнца .

IK Pegasi B - ближайший известный кандидат в прародители сверхновой . Когда первичный элемент начинает превращаться в красного гиганта , ожидается, что он вырастет до радиуса, при котором белый карлик сможет аккрецировать материю из расширенной газовой оболочки. Когда белый карлик приближается к пределу Чандрасекара 1,4  солнечных масс ( М ☉ ), это может привести к взрыву в качестве сверхновой типа Ia .

Наблюдение

Эта звездная система была занесена в каталог Bonner Durchmusterung 1862 года («Боннский астрометрический обзор») как BD + 18 ° 4794B. Позже она появилась в Пересмотренном фотометрическом каталоге Гарвардского университета Пикеринга 1908 года как HR 8210. Обозначение «IK Pegasi» следует за расширенной формой номенклатуры переменных звезд, введенной Фридрихом В. Аргеландером .

Исследование спектрографических особенностей этой звезды показало характерный сдвиг линии поглощения двойной звездной системы. Этот сдвиг создается, когда их орбита переносит звезды-члены к наблюдателю, а затем от него, вызывая доплеровский сдвиг длины волны линейных объектов. Измерение этого сдвига позволяет астрономам определить относительную орбитальную скорость по крайней мере одной из звезд, даже если они не могут разрешить отдельные компоненты.

В 1927 году канадский астроном Уильям Э. Харпер использовал этот метод для измерения периода этой однолинейной спектроскопической двойной системы и определил, что он составляет 21,724 дня. Он также первоначально оценил эксцентриситет орбиты как 0,027. (Более поздние оценки дали эксцентриситет по существу равный нулю, что является значением для круговой орбиты.) Амплитуда скорости была измерена как 41,5 км / с, что является максимальной скоростью основного компонента на луче зрения на Солнечную систему.

Расстояние до системы IK Pegasi можно измерить напрямую, наблюдая крошечные сдвиги параллакса этой системы (на более далеком звездном фоне), когда Земля вращается вокруг Солнца. Этот сдвиг был измерен с высокой точностью космическим кораблем Hipparcos , что дало оценку расстояния в 150  световых лет (с точностью ± 5 световых лет). Тот же космический корабль также измерил собственное движение этой системы. Это небольшое угловое движение И.К. Пегаса по небу из-за его движения в пространстве.

Комбинация расстояния и собственного движения этой системы может быть использована для вычисления поперечной скорости И. К. Пегаса как 16,9 км / с. Третий компонент, гелиоцентрическую лучевую скорость , можно измерить по среднему красному смещению (или синему смещению) звездного спектра. В Общем каталоге радиальных скоростей звезд указана лучевая скорость для этой системы -11,4 км / с. Комбинация этих двух движений дает космическую скорость 20,4 км / с относительно Солнца.

Была предпринята попытка сфотографировать отдельные компоненты этой двойной системы с помощью космического телескопа Хаббл , но звезды оказались слишком близко, чтобы их можно было разрешить. Недавние измерения с помощью космического телескопа Extreme Ultraviolet Explorer дали более точный орбитальный период 21,72168 ± 0,00009 суток . Наклон этой системы в плоскости орбиты , как полагают, почти на ребро (90 °) , как видно из Земли. Если так, то можно будет наблюдать затмение .

ИК Пегаси А

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR диаграмма) представляет собой график яркости по сравнению с показателем цвета для множества звезд. И.К. Пегаси A в настоящее время является звездой главной последовательности - термин, который используется для описания почти линейной группировки ядер, синтезирующих водород, звезд на основе их положения на диаграмме HR. Однако IK Pegasi A находится в узкой, почти вертикальной полосе диаграммы HR, известной как полоса нестабильности . Звезды в этой полосе колеблются когерентным образом, что приводит к периодическим пульсациям светимости звезды.

Пульсации возникают в результате процесса, называемого κ-механизмом . Часть внешней атмосферы звезды становится оптически толстой из-за частичной ионизации определенных элементов. Когда эти атомы теряют электрон , вероятность того, что они будут поглощать энергию, увеличивается. Это приводит к повышению температуры, что вызывает расширение атмосферы. Надутая атмосфера становится менее ионизированной и теряет энергию, заставляя ее охлаждаться и снова сокращаться. Результатом этого цикла является периодическая пульсация атмосферы и соответствующее изменение светимости.

Относительные размеры И.К. Пегаса A (слева), B (внизу в центре) и Солнца (справа).

Звезды в той части полосы нестабильности, которая пересекает главную последовательность, называются переменными Дельта Щита . Они названы в честь прототипа звезды для таких переменных: Delta Scuti . Переменные Дельта Щита обычно варьируются от спектрального класса от A2 до F8 и класса звездной светимости от III ( гиганты ) до V ( звезды главной последовательности ). Это короткопериодические переменные с регулярной частотой пульсации от 0,025 до 0,25 дня. Звезды Дельта Щитовки имеют обилие элементов, аналогичное солнечному (см. Звезды Населения I ), и от 1,5 до 2,5  M ☉ . Частота пульсации IK Pegasi A была измерена при 22,9 циклах в день или один раз в 0,044 дня.

Астрономы определяют металличность звезды как обилие химических элементов , атомный номер которых выше, чем у гелия. Это измеряется спектроскопическим анализом атмосферы с последующим сравнением с результатами, ожидаемыми от расчетных звездных моделей. В случае IK Pegasus A расчетное содержание металла составляет [M / H] = +0.07 ± 0.20. Это обозначение дает логарифм отношения металлических элементов (M) к водороду (H) за вычетом логарифма отношения металлов Солнца. (Таким образом, если звезда соответствует содержанию металлов на Солнце, это значение будет равно нулю.) Логарифмическое значение 0,07 эквивалентно фактическому коэффициенту металличности 1,17, так что звезда примерно на 17% богаче металлическими элементами, чем Солнце. Однако погрешность этого результата относительно велика.

В спектре звезд класса A, таких как IK Pegasi A, видны сильные бальмеровские линии водорода наряду с линиями поглощения ионизированных металлов, включая линию K ионизированного кальция (Ca II) на длине волны 393,3  нм . Спектр IK Pegasi A классифицируется как предельный Am (или «Am:»), что означает, что он отображает характеристики спектрального класса A, но имеет незначительную металлическую облицовку. То есть атмосфера этой звезды показывает немного (но аномально) более высокую, чем обычно, силу линий поглощения для металлических изотопов. Звезды спектрального класса Am часто входят в состав тесных двойных систем с спутником примерно такой же массы, как в случае с И. К. Пегаси.

Спектральные звезды класса А горячее и массивнее Солнца. Но, как следствие, их продолжительность жизни на главной последовательности соответственно короче. Для звезды с массой, подобной IK Pegasi A (1.65 M ☉ ), ожидаемое время жизни на главной последовательности составляет 2–3 × 10 9 лет , что примерно вдвое меньше нынешнего возраста Солнца.

Что касается массы, относительно молодой Альтаир является ближайшей к Солнцу звездой, которая является звездным аналогом компонента A - его оценка составляет 1,7 M ☉ . Двойная система в целом имеет некоторое сходство с близлежащей системой Сириуса , в которой есть первичный объект класса А и компаньон - белый карлик. Однако Сириус А массивнее ИК Пегаса А, а орбита его спутника намного больше, с большой полуосью 20 а.е.

ИК Пегаси Б

Звезда-компаньон - плотный белый карлик . Эта категория звездных объектов достигла конца своей эволюционной продолжительности жизни и больше не генерирует энергию с помощью ядерного синтеза . Вместо этого, при нормальных обстоятельствах, белый карлик будет постоянно излучать свою избыточную энергию, в основном накопленное тепло, становясь все холоднее и тусклее в течение многих миллиардов лет.

Эволюция

Почти все звезды малых и средних масс (менее 11 M ) превратятся в белые карлики, как только они исчерпают свой запас термоядерного топлива. Такие звезды проводят большую часть своей жизни, вырабатывающей энергию, в качестве звезд главной последовательности . Время, которое звезда проводит на главной последовательности, зависит в первую очередь от ее массы, причем продолжительность жизни уменьшается с увеличением массы. Таким образом, для IK Пегаса B, стал белым карликом прежде , чем компонент А, то он должен был бы один раз более массивной , чем компонента А. В самом деле, прародитель IK Пегаса B , как полагают, имел массу от 6 до 10  М ☉ .

Когда водородное топливо в ядре прародителя IK Pegasi B было израсходовано, он превратился в красного гиганта . Внутреннее ядро ​​сжималось, пока не началось горение водорода в оболочке, окружающей гелиевое ядро. Чтобы компенсировать повышение температуры, внешняя оболочка расширилась во много раз по сравнению с радиусом звезды главной последовательности. Когда ядро ​​достигло температуры и плотности, при которых гелий мог начать синтез, эта звезда сжалась и стала так называемой звездой с горизонтальной ветвью . То есть он принадлежал к группе звезд, которые падают примерно на горизонтальную линию на диаграмме HR. При синтезе гелия образуется инертное ядро ​​из углерода и кислорода. Когда гелий был исчерпан в ядре, образовалась горящая гелий оболочка в дополнение к горящей водороду, и звезда переместилась в то, что астрономы называют асимптотической ветвью гигантов , или AGB. (Это дорожка, ведущая к правому верхнему углу диаграммы ЧСС.) Если бы звезда имела достаточную массу, со временем в ее ядре могло бы начаться синтез углерода , производящий кислород , неон и магний .

Внешняя оболочка красного гиганта или звезды AGB может расширяться в несколько сотен раз больше радиуса Солнца, занимая радиус около 5 × 10 8 км (3 а.е.) в случае пульсирующей звезды AGB Мира . Это намного превышает текущее среднее расстояние между двумя звездами в IK Pegasi, поэтому в течение этого периода времени у двух звезд была общая оболочка. В результате внешняя атмосфера IK Pegasi A могла получить изотопное усиление.

Helix Nebula создаются звезда превращается в белый карлик. Изображение НАСА и ЕКА .

Через некоторое время после образования инертного кислородно-углеродного (или кислородно-магниево-неонового) ядра термоядерный синтез начал происходить вдоль двух оболочек, концентричных с областью ядра; водород сжигался вдоль внешней оболочки, в то время как синтез гелия происходил вокруг инертного ядра. Однако эта фаза с двойной оболочкой нестабильна, поэтому она производит тепловые импульсы, которые вызывают крупномасштабные выбросы массы из внешней оболочки звезды. Выброшенный материал образовал огромное облако вещества, которое называется планетарной туманностью . Вся водородная оболочка, кроме небольшой, отошла от звезды, оставив после себя белый карлик, состоящий в основном из инертного ядра.

Состав и структура

Внутренняя часть IK Pegasi B может состоять полностью из углерода и кислорода; в качестве альтернативы, если его предок подвергся сжиганию углерода , он может иметь ядро ​​из кислорода и неона, окруженное мантией, обогащенной углеродом и кислородом. В любом случае внешняя часть IK Pegasi B покрыта атмосферой из почти чистого водорода, что дает этой звезде звездную классификацию DA. Из-за более высокой атомной массы любой гелий в оболочке окажется под слоем водорода. Вся масса звезды поддерживается давлением вырождения электронов - квантово-механическим эффектом, ограничивающим количество вещества, которое может быть сжато в заданный объем.

На этом графике показан теоретический радиус белого карлика с учетом его массы. Зеленая кривая соответствует релятивистской модели электронного газа.

По оценкам , 1,15  М ☉ , IK Пегаса B считается высокой массы белого карлика. Хотя его радиус не наблюдался напрямую, его можно оценить из известных теоретических соотношений между массой и радиусом белых карликов, что дает значение около 0,60% от радиуса Солнца . (Другой источник дает значение 0,72%, поэтому остается некоторая неопределенность в этом результате.) Таким образом, эта звезда упаковывает массу больше Солнца в объем, примерно равный размеру Земли, что указывает на крайнюю плотность этого объекта .

Массивная и компактная природа белого карлика создает сильную поверхностную гравитацию . Астрономы обозначают эту величину десятичного логарифма от гравитационной силы в СГС , или лог - г . Для IK Pegasi B log g составляет 8,95. Для сравнения, log g для Земли составляет 2,99. Таким образом, поверхностная гравитация на IK Pegasi более чем в 900 000 раз превышает гравитационную силу на Земле.

Эффективная температура поверхности IK Pegasi B оценивается примерно в 35 500 ± 1500 К , что делает его сильным источником ультрафиолетового излучения. В нормальных условиях этот белый карлик продолжал бы охлаждаться более миллиарда лет, в то время как его радиус практически не изменился бы.

Будущая эволюция

В статье 1993 года Дэвид Воннакотт, Барри Дж. Келлетт и Дэвид Дж. Стикленд определили эту систему как кандидата на превращение в сверхновую типа Ia или катаклизмическую переменную . Находящийся на расстоянии 150 световых лет, это ближайший известный кандидат в предшественник сверхновой на Земле . Однако за то время, которое потребуется системе, чтобы развиться до состояния, при котором может произойти сверхновая, она переместится на значительное расстояние от Земли, но все же может представлять угрозу.

В какой-то момент в будущем IK Pegasi A будет потреблять водородное топливо в своем ядре и начнёт уходить от главной последовательности, чтобы сформировать красного гиганта. Оболочка красного гиганта может вырасти до значительных размеров, в сто раз превышая свой предыдущий радиус (или больше). Как только IK Pegasi A расширится до точки, где его внешняя оболочка выйдет за пределы полости Роша его спутника, вокруг белого карлика образуется газовый аккреционный диск . Этот газ, состоящий в основном из водорода и гелия, затем накапливается на поверхности спутника. Этот массообмен между звездами также приведет к сокращению их взаимной орбиты.

На поверхности белого карлика аккрецированный газ сжимается и нагревается. В какой-то момент скопившийся газ может достичь условий, необходимых для синтеза водорода, вызывая неуправляемую реакцию, которая вытеснит часть газа с поверхности. Это привело бы к (повторяющемуся) взрыву новой звезды - катаклизмической переменной звезды - и светимость белого карлика быстро увеличилась бы на несколько звездных величин в течение нескольких дней или месяцев. Примером такой звездной системы является RS Ophiuchi , двойная система, состоящая из красного гиганта и белого карлика-компаньона. RS Ophiuchi вспыхивал в (повторяющуюся) новую звезду по крайней мере шесть раз, каждый раз увеличивая критическую массу водорода, необходимую для безудержного взрыва.

Не исключено, что IK Pegasi B пойдет по аналогичной схеме. Однако для накопления массы может быть выброшена только часть аккрецированного газа, так что с каждым циклом масса белого карлика будет постоянно увеличиваться. Таким образом, даже если он будет вести себя как повторяющаяся новая, ИК Пегас B может продолжать накапливать растущую оболочку.

Альтернативная модель, которая позволяет белому карлику постоянно накапливать массу, не извергаясь как новая, называется сверхмягким источником рентгеновского излучения тесной двойной системы (CBSS). В этом сценарии скорость массопереноса в тесную двойную систему белых карликов такова, что устойчивое горение термоядерного синтеза может поддерживаться на поверхности, поскольку поступающий водород расходуется в термоядерном синтезе для производства гелия. Эта категория сверхмягких источников состоит из белых карликов большой массы с очень высокими температурами поверхности (от 0,5 × 10 6 до 1 × 10 6 К ).

Если масса белого карлика приблизится к пределу Чандрасекара 1,4 M ☉, он больше не будет поддерживаться давлением вырождения электронов и подвергнется коллапсу. Для ядра, состоящего в основном из кислорода, неона и магния, коллапсирующий белый карлик, скорее всего, сформирует нейтронную звезду . В этом случае в результате будет выброшена лишь часть массы звезды. Однако, если ядро ​​вместо этого состоит из углерод-кислород, повышение давления и температуры вызовет плавление углерода в центре до достижения предела Чандрасекара. Драматическим результатом является безудержная реакция ядерного синтеза, которая за короткое время поглощает значительную часть звезды. Этого будет достаточно, чтобы освободить звезду от катастрофического взрыва сверхновой типа Ia.

Такое событие сверхновой может представлять некоторую угрозу жизни на Земле. Считается, что главная звезда, IK Pegasi A, вряд ли в ближайшем будущем превратится в красного гиганта. Как было показано ранее, космическая скорость этой звезды относительно Солнца составляет 20,4 км / с. Это эквивалентно перемещению на расстояние в один световой год каждые 14 700 лет. Например, через 5 миллионов лет эта звезда будет отделена от Солнца более чем на 500 световых лет. Считается, что сверхновая типа Ia в пределах тысячи парсеков (3300 световых лет) может повлиять на Землю, но она должна быть ближе, чем примерно 10 парсеков (около тридцати световых лет), чтобы нанести серьезный ущерб земной биосфере.

После взрыва сверхновой остаток звезды-донора (IK Pegasus A) продолжит движение с конечной скоростью, которой он обладал, когда он был членом близкой орбитальной двойной системы. В результате чего относительная скорость может достигать 100-200 км / с, что бы поместить его среди членов высокой скорости в Галактике . Компаньон также потеряет некоторую массу во время взрыва, и его присутствие может создать брешь в расширяющемся мусоре. С этого момента он превратится в единственный белый карлик. Взрыв сверхновой звезды создаст остаток расширяющегося материала, который в конечном итоге сольется с окружающей межзвездной средой .

Смотрите также

Заметки

Рекомендации

Внешние ссылки