IK Pegasi - Définition
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Introduction
| IK Pegasi A/B | |
 Position d'IK Pegasi dans la constellation de Pégase | |
| Données d'observation (Époque J2000.0) | |
|---|---|
| Ascension droite | 21h 26m 26.6624s |
| Déclinaison | +19° 22′ 32.304″ |
| Constellation | Pégase |
| Magnitude apparente | 6,078 |
| Caractéristiques | |
| Type spectral | A8m:/ DA |
| Indice U-B | 0,03/ - |
| Indice B-V | 0,24/ - |
| Indice R-I | ?/ ? |
| Variabilité | A : Delta Scuti/ ? |
| Astrométrie | |
| Vitesse radiale | -11,4 km/s |
| Mouvement propre | μ=80,23 mas/a μ=17,28 mas/a |
| Parallaxe | 21,72 ± 0,78 mas |
| Distance | 150,4 ± 5,4 al (46,1 ± 1,7 pc) |
| Magnitude absolue | 2,762 |
| Caractéristiques physiques | |
| Masse | 1,65 M☉/ 1,15 M☉ |
| Rayon | 1,6 R☉/ 0,006 R☉ |
| Gravité de surface (log g) | 4,25/ 8,95 |
| Luminosité | 8,0 L☉/ 0,12 L☉ |
| Température | 7 700 K/ 35 500 K |
| Métallicité | 117 (+69/-43)/ -% Soleil |
| Rotation | 32,5 km/s/ -km/s |
| Âge | 5-60 × 107 a/ ? |
| Autres désignations | |
| AB: V* IK Peg, HR 8210, BD+18 4794, HD 204188, SAO 107138, HIP 105860.
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IK Pegasi (également appelée HD 204188 et HR 8210) est une étoile binaire de la constellation de Pégase. Située à une distance de 150 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. 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.
Observation
Le système stellaire est référencé dans le Bonner Durchmusterung (catalogue astrométrique de Bonn) de 1862 et le Harvard Revised Photometry Catalogue de Pickering de 1908 sous les désignations respectives BD +18°4794B et HR 8210. Le nom IK Pegasi suit la nomenclature des étoiles variables introduite par Friedrich W. Argelander.
Le spectre de cette étoile est marqué par un décalage des raies d'absorption par effet Doppler caractéristique des systèmes binaires SB1. La rotation des deux étoiles autour du centre de gravité du système engendre un mouvement des étoiles le long de la ligne de visée qui provoque ce décalage. Sa mesure permet aux astronomes de calculer la vitesse radiale de la principale bien qu'ils soient incapables de résoudre les deux composantes.
En 1927, l'astronome canadien William E. Harper obtient par cette méthode la période et l'excentricité de cette binaire à un spectre qui sont respectivement 21,724 jours et 0,027 (Selon un article de Lucy et Sweeny paru en 1971, la probabilité que l'orbite soit circulaire (excentricité nulle) est de 56 %). Harper calcule également que la la vitesse maximale de l'étoile primaire du système le long de la ligne de visée est 41,5 km/s.
La distance entre IK Pegasi et le Soleil a été déterminée en utilisant la parallaxe du système au cours du mouvement annuel de la Terre autour du Soleil. Ce décalage fut évalué avec précision par le télescope Hipparcos. La distance de l'étoile fut estimée à 150 années-lumière (± 5 années-lumière). Le satellite mesura également le mouvement propre du système.
La vitesse transversale d'IK Pegasi est calculée à l'aide des valeurs de la distance et du mouvement propre du système : elle est de 16,9 km/s. La vitesse radiale du système est obtenue en mesurant le décalage de son spectre par effet Doppler : cette vitesse est de -11,4 km/s selon le General Catalogue of Stellar Radial Velocities (catalogue général des vitesses radiales stellaires). L'addition de ces deux mouvements donne une vitesse spatiale de 20,4 km/s par rapport au Soleil.
Une tentative fut effectuée pour photographier les deux composantes de l'étoile binaire à l'aide du télescope spatial Hubble. Celle-ci échoua car les deux étoiles étaient trop proches pour les résoudre. De récentes mesures avec l’Extreme Ultraviolet Explorer a permis d'estimer plus précisément la période orbitale à 21,72168 ± 0,00009 jours. L'inclinaison du plan orbital du système serait proche de 90° vue de la Terre : si c'est effectivement le cas, il serait possible d'observer une éclipse.