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.
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.
Beobachtungsgeschichte Das Sternensystem wurde erstmals in dem im Jahre 1862 erschienenen Sternkatalog Bonner Durchmusterung unter dem Eintrag BD +18°4794 B katalogisiert. Später fand es unter der Bezeichnung HR 8210 Erwähnung in Pickerings 1908 ausgegebenen Bright-Star-Katalog. Die Bezeichnung „IK Pegasi“ gründet sich auf der erweiterten Form der Benennung veränderlicher Sterne, die von Friedrich W. Argelander eingeführt wurde.
Bei Untersuchungen der spektrometrischen Eigenschaften dieses Sterns zeigten sich charakteristische Absorptionslinienverschiebungen, die eindeutig auf ein Doppelsternsystem schließen lassen. Eine solche Verschiebung kommt zustande, wenn die beiden Partner sich bei ihrem gegenseitigen Umlauf auf den Beobachter zu- bzw. von ihm wegbewegen, wodurch eine periodische Doppler-Verschiebung innerhalb der Wellenlänge der Spektrallinien eintritt. Die Messung dieser Verschiebung erlaubt es wiederum den Astronomen, die relative Umlaufgeschwindigkeit von mindestens einem der Sterne zu bestimmen, auch ohne dass die Objekte einzeln aufgelöst werden können.
Im Jahre 1927 verwendete der kanadische Astronom William E. Harper diese Technik, um die Periode der spektrometrischen Verschiebung dieses Binärsystems zu messen, wobei er zwischen beiden Phasen einen Abstand von 27,724 Tagen ermittelte. Zudem veranschlagte er für die Exzentrizität der Umlaufbahn einen Wert von 0,027; spätere Einschätzungen ergaben eine Exzentrizität von praktisch Null, was mit einer kreisförmigen Umlaufbahn gleichzusetzen ist. Die maximale Auslenkung der Radialgeschwindigkeit des Hauptsterns wurde hierbei mit 41,5 km/s bestimmt.
Die Entfernung von IK Pegasi zur Erde kann man noch durch eine Parallaxenmessung bestimmen. Die Verschiebung wurde letztlich von der Hipparcos-Sonde mit einer hohen Präzision gemessen und die Entfernung dieses Doppelsterns mit 150 Lichtjahren, bei einer Genauigkeit von ±5 Lichtjahren, bestimmt. Mittels dieser Raumsonde wurde zudem die Eigenbewegung des Systems ermittelt, also die kleine Winkelbewegung, die IK Pegasi während seiner Bewegung über dem Himmel vollzieht, währenddessen er sich durch den Weltraum bewegt.
Die Kombination aus Entfernung und Bewegung des Systems konnte wiederum genutzt werden, um eine Quergeschwindigkeit von IK Pegasi von 16,9 km/s zu bestimmen.Die Gesamteigenbewegung pro Jahr wird in zwei Komponenten (μ(RA)) und (μ(Dec)) zerlegt; μ(RA) gibt die jährliche Eigenbewegung in Richtung Rektaszension an, μ(Dec) in Richtung Deklination. Auf diese Art ergibt sich aus: . Die daraus resultierende Transversalgeschwindigkeit berechnet sich aus: . wobei d(pc) der Abstand in Parsec ist. Die dritte Komponente, die heliozentrische Radialgeschwindigkeit kann anhand der durchschnittlichen Rotverschiebung (oder Blauverschiebung) des Sternenspektrums ermittelt werden. Im General Catalogue of Stellar Radial Velocities (Allgemeiner Katalog der Radialgeschwindigkeiten von Sternen) ist für dieses System eine Radialgeschwindigkeit von −11,4 km/s angegeben. Aus diesen beiden Bewegungen lässt sich wiederum eine Raumgeschwindigkeit ableiten, die einem Wert relativ zur Sonne von 20,4 km/s entspricht.Laut dem Satz des Pythagoras, ergibt sich die Geschwindigkeit der Eigenbewegung mit: . Wobei der Radialgeschwindigkeit und der Tangentialgeschwindigkeit entspricht.
Es wurde bereits versucht, die einzelnen Komponenten dieses Binärsystems mit Hilfe von Fotografien des Hubble-Weltraumteleskop aufzulösen, allerdings hat sich der Abstand zwischen beiden Sternen als zu gering erwiesen, als dass sie getrennt auszumachen gewesen wären. Mit dem Weltraumteleskop Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE) wurden mittlerweile aktuelle Messungen durchgeführt, so dass für die Doppelsterne nun eine exaktere Umlaufzeit von 21,72168 ± 0,00009 Tagen bestimmt werden konnte. Die Bahnneigung der orbitalen Ebene dieses Systems, wenn das Objekt von der Erde aus beobachtet wird, beträgt nahezu 90°. Unter diesen Umständen sollte es möglich sein, eine Bedeckung des größeren Objektes durch den kleineren Weißen Zwerg zu beobachten, was durch einen erkennbaren Abfall der Helligkeit bemerkbar wäre.
IK Pegasi A In seinem momentanen Stadium ist IK Pegasi A ein Stern, der innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HR-Diagramm) zur Hauptreihe gezählt wird. Unter dem Begriff Hauptreihe werden Sterne zusammengefasst, die ihre Strahlungsenergie durch Wasserstoffbrennen in ihrem Kern freisetzen. Allerdings liegt IK Pegasi A in einem schmalen, fast senkrechten Band des HR-Diagramms, der als Instabilitätsstreifen bekannt ist. Sterne in diesem Band oszillieren in einer kohärenten Art und Weise, so dass sie eine regelmäßige Schwankung in ihrer Helligkeit aufweisen.
Die Pulsationen resultieren aus einem Prozess, der als κ-Mechanismus bezeichnet wird. Ein Teil der äußeren Atmosphäre dieser Sterne erscheint optisch dicht, was durch eine partielle Ionisation bestimmter Elemente ausgelöst wird. Verlieren diese Atome durch die Druck- und Temperaturverhältnisse innerhalb der atmosphärischen Schicht ein Elektron, so steigt die Wahrscheinlichkeit, dass Energie von ihnen absorbiert wird. Dies führt zu einem Anstieg der Temperatur, was wiederum bewirkt, dass die Atmosphäre sich erweitert. Die aufgeblähte Atmosphäre wird weniger ionisiert und verliert Energie, wodurch sie sich wieder abkühlt und schrumpft. Das Ergebnis dieser Zyklen ist eine regelmäßige Pulsation der Atmosphäre, die eine entsprechende Variation der Helligkeit mit sich bringt. Solche pulsationsveränderlichen Sterne, die sich im HR-Diagramm in der Umgebung des Kreuzungspunktes von Hauptreihe und Instabilitätsstreifen befinden, werden als Delta-Scuti-Sterne bezeichnet. Bei ihnen handelt es sich um Sterne mit einer kurzzyklischen Leuchtkraftveränderung, die eine reguläre Pulsrate zwischen 0,025 und 0,25 Tagen aufweisen. In ihrem Aufbau besitzen sie die gleiche Häufigkeit an schweren Elementen wie die Sonne (siehe hierzu Population I), haben jedoch das 1,5- bis 2,5-Fache der Sonnenmasse aufzuweisen. In der Astronomie wird die Metallizität eines Sterns als die Häufigkeit der in ihm befindlichen Chemischen Elemente definiert, die ein höheres Atomgewicht als Helium besitzen. Diese Häufigkeit wird mittels einer Spektralanalyse der Atmosphäre bestimmt, deren Ergebnis anschließend mit den Resultaten verglichen wird, die man gemäß der durch Computermodelle berechneten Ergebnisse erwarten würde. Im Fall von IK Pegasus A wird die solare Metallizität auf [M/H] = 0,07 ± 0,20 geschätzt. Dieser Wert beschreibt den Logarithmus des Verhältnisses zwischen Metallen (M)Der Begriff Metalle umfasst hierbei alle Elemente außer Wasserstoff und Helium. zu Wasserstoff (H), abzüglich des Logarithmus des entsprechenden Verhältniswertes unserer Sonne. (Hätte somit ein Stern exakt die Metallizität der Sonne, so wäre der Wert seiner Metallizität gleich Null.) Ein logarithmischer Wert von 0,07 entspricht einem tatsächlichen Metallizitätsverhältnis von 1,17, was bedeutet, dass der Stern über 17 % reicher an metallischen Elementen ist als unsere Sonne. Die Fehlerquote für dieses Ergebnis ist jedoch relativ groß. Die Pulsrate von IK Pegasi A wurde mit 22,9 Zyklen pro Tag gemessen, was genau einem Strahlungsimpuls alle 0,044 Tagen entspricht.
Im Spektrum eines A-Klasse-Sterns wie IK Pegasi A lassen sich des Weiteren starke Balmer-Linien von Wasserstoff zusammen mit Absorptionslinien von ionisierten Metallen erkennen, einschließlich einer K-Linie, die auf ionisiertes Calcium (Ca II) bei einer Wellenlänge von 393,3 nm hindeutet. Das Spektrum von IK Pegasi A kann somit als marginal Am klassifiziert werden, was bedeutet, dass es einerseits die Merkmale einer spektralen Klasse A zeigt, jedoch andererseits eine marginale metallische Reihe aufweist. Dies hat seinen Grund darin, dass bei der Atmosphäre dieses Sterns, im Vergleich zu normalen Sternen, leicht abweichende, aber merklich höhere Absorptionslinienstärken der metallischen Isotope erkennbar sind. Sterne der Spektralklasse Am sind oftmals Mitglieder von Doppelsternsystemen, die, wie IK Pegasi, einen sehr nahen Begleiter von etwa gleicher Masse haben.
Sterne der Spektralklasse A sind heißer und massereicher als die Sonne. Dies hat jedoch wiederum zur Folge, dass ihre Lebensdauer auf der Hauptreihe entsprechend kürzer ist. Für einen Stern mit einer Masse ähnlich der von IK Pegasi A (der etwa 1,65 Sonnenmassen aufweist), beträgt die zu erwartende Lebensdauer auf der Hauptreihe zwischen 2 und 3 × 109 Jahren, was etwa der Hälfte des momentanen Alters unserer Sonne entspricht.
In Bezug auf die Masse ist der relativ junge Altair der nächste Stern zur Sonne, der als ein stellares Gegenstück zu der A-Komponente von IK Pegasi genannt werden kann, da er schätzungsweise das 1,7-Fache der Sonnenmasse besitzt. Insgesamt betrachtet, besitzt das Doppelsternsystem von IK Pegasi hingegen einige Gemeinsamkeiten zum nahe gelegenen System von Sirius, das ebenfalls aus einem Klasse A Primärstern und einem Weißen Zwerg als Begleiter besteht. Allerdings hat Sirius A eine deutlich größere Masse als IK Pegasi A und die Umlaufbahn seines Begleiters ist, mit einer Halbachse von 20 AE, im Vergleich weitaus größer.
IK Pegasi B mini|Die relative Größe von IK Pegasi A (links), B (unten) und der Sonne (rechts)Die Erklärung für die Farben des Sterns findet sich unter: Der Begleiter von IK Pegasi A ist ein dichter Weißer Zwerg. Diese Kategorie von stellaren Objekten hat das evolutionäre Ende seiner Lebenszeit bereits erreicht und ist nicht mehr imstande, eine Energieerzeugung durch Kernfusion aufrechtzuerhalten. Unter normalen Umständen strahlt er seine überschüssige Energie, die vor allem aus gespeicherter Wärme besteht, in der Folge kontinuierlich ab, wodurch er zunehmend kühler wird und im Laufe von einigen Milliarden Jahren immer weiter abdunkelt.
Bisherige Entwicklung