Lyman alfa-skogen

IK Pegasi 11
AB: V* IK Peg, HR 8210, BD +18°4794, HD 204188, SAO 107138,
HIP 105860. [1]
[9] [10]
B: WD 2124+191, EUVE J2126+193.
IK Pegasi (eller HR 8210) är ett system av dubbelstjärnor i stjärnbilden Pegasus. Systemet är precis tillräckligt klart
lysande för att ses med blotta ögat, och ligger omkring 150 ljusår från solsystemet.
Den primära stjärnan, IK Pegasi A, är en stjärna av spektraltyp A i huvudserien som uppvisar mindre pulseringar i
luminositet. IK Pegasi A kategoriseras som en stjärna av Delta Scuti-variabeln, och har en periodisk
luminitetsvariationscykel som upprepar sig omkring 22,9 gånger per dag. [5] Dess kompanjon, IK Pegasi B, är en
massiv vit dvärg - en stjärna som har utvecklats förbi huvudserien och som inte längre genererar energi genom
fusion. De kretsar kring varandra var 21,7 dag och har ett genomsnittligt avstånd på omkring 21 miljoner kilometer,
eller 0.21 astronomiska enheter (AU). Det är mindre än Merkurius omloppsbana kring Solen.
IK Pegasi B är den närmaste kända ursprungliga supernovakandidaten. När den primära stjärnan - IK Pegasi A -
börjar utvecklas till en röd jätte förväntas den växa till en radie där den vita dvärgen anhopar materia från det
expanderande gasformiga höljet. När den vita dvärgen närmar sig Chandrasekhargränsen på 1,44 solmassor kan den
explodera som en Typ Ia-supernova. [11]
Observationer
Stjärnsystemet katalogiserades i den astrometriska undersökningen Durchmusterung från 1862 som BD +18°4794B.
Därefter förekom den i Edward Charles Pickerings Bright Star Catalogue från 1908 som HR 8210. [12] Namnet "IK
Pegasi" kom från den namngivningsmetod av variabla stjärnor som introducerades av Friedrich Wilhelm August
Argelander.
Undersökningar av stjärnans spektrografiska egenskaper visade den karaktäristiska absorptionslinjeförskjutningen
hos ett binärt stjärnsystem. Förskjutningen skapas när deras omloppsbana tar medlemsstjärnorna först mot och sedan
iväg från observatören vilket skapar en dopplereffekt i våglängden av linjens egenskaper. Beräkningen av
förskjutningen gör att astronomer kan bestämma den relativa orbitala hastigheten i åtminstone en av stjärnorna även
om de inte kan avgöra de individuella komponenterna. [13]
1927 använde den kanadensiska astronomen William Edmund Harper sin teknik för att beräkna denna enradiga
spektroskopiska binära stjärnas period och bestämde den till 21,724 dagar. Han beräknade även ursprungligen den
orbitala excentriciteten till 0,0027. Senare beräkningar gav en excentricitet på noll, vilket är värdet för en cirkulär
omloppsbana. [11] Hastighetsamplituden beräknades till 41,5 km/s, vilket är den primära stjärnans högsta hastighet
längs siktlinjen till solsystemet. [14]
Avståndet till systemet IK Pegasi kan mätas direkt genom att observera systemets små parallaxa förskjutningar (mot
de mer avlägsna stjärnbakgrunderna= när jorden kretsar kring solen. Förskjutningen mättes till hög precision av av
rymdfärjan Hipparcos vilket gav en beräkning av distansen på 150 ljusår med en exakthet på ±5 ljusår. [15] Samma
rymdfärja mätte även systemets egenrörelse, det vill säga, de små kantiga rörelser som IK Pegasi gör över himlen på
grund av dess rörelser genom rymden. Kombinationen av avståndet och egenrörelsen kan användas för att beräkna
IK Pegasis tvärgående hastighet till 16,9 km/s. [16] Den tredjse komponenten, den heliocentriska radialhastigheten,
kan mätas med den genomsnittliga rödförskjutningen (eller blåförskjutning) av stjärnspektrumet. General Catalogue
of Stellar Radial Velocities listar en radialhastighet på -11,4 km/s för systemet. [17] Kombinationen av dessa två
rörelser ger en rymdhastighet på 20,4 km/s relativt till solen. [18]
Det utfördes ett försök att fotografera systemets individuella komponenter med hjälp av rymdteleskopet Hubble, men
stjärnorna visades vara för nära för att få en bra skärpa. [19] Färska beräkningar med rymdteleskopet Extreme
Ultraviolet Explorer gav en exaktare omloppsperiod på 21,72168 ± 0,00009 dagar. [9] Banlutningen på systemets
banplan tros vara nästan exakt (90°) som man ser den från jorden. Om det är så kan det vara möjligt att se en
eklips. [6]