Obserwowana wielkość gwiazdowa układu to ok. 6,1m, zatem przy sprzyjających warunkach może on być dostrzeżony gołym okiem[1]. Znajduje się w zachodniej części gwiazdozbioru Pegaza, w pobliżu jaśniejszej gwiazdy 1 Pegasi. Dwóch składników układu nie da się rozdzielić wizualnie[7].
Nachylenie orbit bliskie 90° sugeruje, że w zakresie ultrafioletu możliwe jest zaobserwowanie zaćmień[6].
Charakterystyka fizyczna
IK Pegasi A
Jest to biała gwiazda ciągu głównego, zaliczana do typu widmowego A8m[3][6], chociaż jej nowsza klasyfikacja uwzględniająca różne zakresy widmowe jest bardziej skomplikowana (kA6hA9mF0)[1]. Ma jasność ok. 6,6 razy większą niż jasność Słońca i temperaturę 7624 K[4]. Jej masa to 1,65 masy Słońca, promień jest 1,6 raza większy od promienia Słońca[2]. Rotuje z prędkością 32,5 ± 2,5 km/s[5].
W 1993 roku zidentyfikowano słabszy składnik tego układu podwójnego: jest to biały karzeł należący do typu widmowego DA[8][6][1]. Jego masa to 1,15 mas Słońca[6], a promień to 0,008 promienia Słońca[2]. Temperatura jego powierzchni to 35 000 K[6].
Obydwie gwiazdy dzieli odległość ok. 44 promieni Słońca (~0,2 au). Składniki obiegają wspólny środek masy w czasie 21,7 dnia[6].
Ewolucja układu
Układ IK Pegasi jest podobny do układu Syriusza pod tym względem, że tworzy go biała gwiazda ciągu głównego i biały karzeł, będący pozostałością po masywniejszej gwieździe, która zakończyła już życie; jest jednak stukrotnie ciaśniejszy[6]. Prawdopodobnie składnik IK Peg B rozpoczął swoje istnienie jako gwiazda o masie nie mniejszej niż 5 mas Słońca[8]. Odległość dzieląca składniki sugeruje, że w okresie gdy IK Peg B był w stadium nadolbrzyma, układ utworzył wspólną otoczkę o promieniu sięgającym ~840 R☉[8][6]. Ta faza może odpowiadać za anomalie składu IK Peg A, która zyskała pewną część masy od rozdętej towarzyszki[8]. Wspólna otoczka została szybko odrzucona, prowadząc do utraty większości masy w postaci mgławicy planetarnej (podobnie jak w przypadku NGC 2346), która od tamtego czasu rozproszyła się w Galaktyce[8].
Przyszłość tego układu może wyglądać dwojako, zależnie od tego, czy szybsza będzie ewolucja IK Peg A w olbrzyma, czy też zacieśnianie się orbit obu składników[8]. W pierwszym przypadku układ ponownie utworzy wspólną otoczkę, aby odrzucić ją, tworząc układ dwóch masywnych białych karłów[8]. Jeżeli jednak tempo zacieśniania orbit będzie szybsze, dojdzie do transferu masy na białego karła[8]. Układ zamieni się w zmienną kataklizmiczną i prawdopodobnie po przekroczeniu granicy Chandrasekhara zakończy swoje istnienie eksplozją supernowej typu Ia[8].
Układ IK Pegasi oddala się od Słońca i chociaż jest obecnie najbliższym prawdopodobnym progenitorem supernowej, jest zbyt daleko, aby wywołać masowe wymieranie, a w przyszłości znacznie bardziej oddali się od Układu Słonecznego[9].
↑ abcdefghijklmWayneW.LandsmanWayneW., TheodoreT.SimonTheodoreT., P.P.BergeronP.P., The Hot White Dwarf Companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638, „Publications of the Astronomical Society of the Pacific”, 105, 1993, s. 841, DOI: 10.1086/133242, Bibcode: 1993PASP..105..841L(ang.).