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IK Pegasi

IK Pegasi (o HR 8210 ) es un sistema estelar binario en la constelación de Pegaso . Es lo suficientemente luminoso como para ser visto a simple vista, a una distancia de unos 15...

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IK Pegasi (o HR 8210 ) es un sistema estelar binario en la constelación de Pegaso . Es lo suficientemente luminoso como para ser visto a simple vista, a una distancia de unos 154 años luz del Sistema Solar . 

La primaria (IK Pegasi A) es una estrella de secuencia principal de tipo A que muestra pequeñas pulsaciones en luminosidad . Está clasificada como una estrella variable Delta Scuti y tiene un ciclo periódico de variación de luminosidad que se repite aproximadamente 22,9 veces por día. [ 8 ] Su compañera (IK Pegasi B) es una enana blanca masiva , una estrella que ha evolucionado más allá de la secuencia principal y ya no genera energía a través de la fusión nuclear . Orbitan una alrededor de la otra cada 21,7 días con una separación promedio de aproximadamente 31  millones de kilómetros o 0,21 unidades astronómicas (UA). Esto es menor que la órbita de Mercurio alrededor del Sol . 

IK Pegasi B es un progenitor de una supernova cercana a la Tierra , aunque no es el progenitor de supernova más cercano, que es Wolf 1130. Cuando la primaria comienza a evolucionar hacia una gigante roja , se espera que crezca hasta un radio donde la enana blanca pueda acumular materia de la envoltura gaseosa expandida. Cuando la enana blanca se acerca al límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares ( M☉ ), [ 13 ] puede explotar como una supernova de tipo Ia . [ 14 ] 

Observación

Este sistema estelar fue catalogado en el Bonner Durchmusterung de 1862 ("Estudio astrométrico de Bonn") como BD  +18°4794B. Posteriormente apareció en el Catálogo de fotometría revisado de Harvard de Pickering de 1908 como HR 8210. [ 15 ] La designación "IK Pegasi" sigue la forma ampliada de la nomenclatura de estrellas variables introducida por Friedrich W. Argelander . [ 16 ]

El análisis de las características espectrográficas de esta estrella reveló el característico desplazamiento de la línea de absorción propio de un sistema estelar binario. Este desplazamiento se produce cuando la órbita de las estrellas las acerca y luego las aleja del observador, generando un efecto Doppler en la longitud de onda de las líneas espectrales. La medición de este desplazamiento permite a los astrónomos determinar la velocidad orbital relativa de al menos una de las estrellas, aunque no puedan distinguir los componentes individuales. [ 17 ]

En 1927, el astrónomo canadiense William E. Harper utilizó esta técnica para medir el período de este sistema binario espectroscópico de una sola línea y determinó que era de 21,724  días. Inicialmente, también estimó la excentricidad orbital en 0,027. (Estimaciones posteriores dieron una excentricidad prácticamente cero, que es el valor para una órbita circular). [ 14 ] La amplitud de velocidad se midió en 41,5  km/s, que es la velocidad máxima del componente primario a lo largo de la línea de visión hacia el Sistema Solar. [ 18 ]

La distancia al sistema IK Pegasi se puede medir directamente observando los pequeños desplazamientos de paralaje de este sistema (contra el fondo estelar más distante) a medida que la Tierra orbita alrededor del Sol. Este desplazamiento fue medido con alta precisión por la nave espacial Hipparcos , lo que arrojó una estimación de distancia de 150 años luz (con una precisión de ±5 años luz). [ 19 ] La misma nave espacial también midió el movimiento propio de este sistema. Este es el pequeño movimiento angular de IK Pegasi a través del cielo debido a su movimiento a través del espacio.  

La combinación de la distancia y el movimiento propio de este sistema se puede utilizar para calcular la velocidad transversal de IK Pegasi como 16,9  km/s. [ nb 2 ] El tercer componente, la velocidad radial heliocéntrica , se puede medir mediante el corrimiento al rojo (o al azul) promedio del espectro estelar. El Catálogo General de Velocidades Radiales Estelares enumera una velocidad radial de −11,4  km/s para este sistema. [ 20 ] La combinación de estos dos movimientos da una velocidad espacial de 20,4  km/s relativa al Sol. [ 2 ]

Se intentó fotografiar los componentes individuales de este sistema binario utilizando el Telescopio Espacial Hubble , pero las estrellas resultaron demasiado cercanas para poder distinguirlas. [ 21 ] Mediciones recientes con el telescopio espacial Extreme Ultraviolet Explorer arrojaron un período orbital más preciso de 21,72168 ± 0,00009 días . [ 11 ] Se cree que la inclinación del plano orbital de este sistema es casi de canto (90°) vista desde la Tierra. De ser así, podría ser posible observar un eclipse . [ 10 ]

IK Pegasi A

Una curva de luz para IK Pegasi, trazada a partir de datos de TESS [ 22 ]

El diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR) es una gráfica de luminosidad frente a un índice de color para un conjunto de estrellas. IK Pegasi A es actualmente una estrella de la secuencia principal , término que se utiliza para describir una agrupación casi lineal de estrellas de fusión de hidrógeno en su núcleo, según su posición en el diagrama HR. Sin embargo, IK Pegasi A se encuentra en una banda estrecha, casi vertical, del diagrama HR, conocida como franja de inestabilidad . Las estrellas en esta banda oscilan de manera coherente, lo que produce pulsaciones periódicas en su luminosidad. [ 23 ]

Las pulsaciones son el resultado de un proceso denominado mecanismo κ . Una parte de la atmósfera exterior de la estrella se vuelve ópticamente densa debido a la ionización parcial de ciertos elementos. Cuando estos átomos pierden un electrón , aumenta la probabilidad de que absorban energía. Esto provoca un aumento de la temperatura que hace que la atmósfera se expanda. La atmósfera expandida se ioniza menos y pierde energía, lo que provoca que se enfríe y se contraiga de nuevo. El resultado de este ciclo es una pulsación periódica de la atmósfera y una variación correspondiente de la luminosidad. [ 23 ]

Las dimensiones relativas de IK Pegasi A (izquierda), B (centro inferior) y el Sol (derecha). [ 24 ]

Las estrellas dentro de la porción de la franja de inestabilidad que cruza la secuencia principal se denominan variables Delta Scuti . Estas reciben su nombre de la estrella prototípica de dichas variables: Delta Scuti . Las variables Delta Scuti suelen tener una clase espectral que va desde A2 hasta F8, y una clase de luminosidad estelar de III ( gigantes ) a V ( estrellas de la secuencia principal ). Son variables de período corto que tienen una tasa de pulsación regular de entre 0,025 y 0,25  días. Las estrellas Delta Scuti tienen una abundancia de elementos similar a la del Sol (véase estrellas de Población I) y entre 1,5 y 2,5 M☉. [ 25 ] La tasa de pulsación de IK Pegasi A se ha medido en 22,9 ciclos por día, o una vez cada 0,044 días. [ 8 ] 

Los astrónomos definen la metalicidad de una estrella como la abundancia de elementos químicos con un número atómico mayor que el helio. Esto se mide mediante un análisis espectroscópico de la atmósfera, seguido de una comparación con los resultados esperados de los modelos estelares calculados. En el caso de IK Pegasus A, la abundancia estimada de metales es [M/H]  =  +0,07  ±  0,20. Esta notación da el logaritmo de la relación de elementos metálicos (M) a hidrógeno (H), menos el logaritmo de la relación de metales del Sol. (Por lo tanto, si la estrella coincide con la abundancia de metales del Sol, este valor será cero). Un valor logarítmico de 0,07 es equivalente a una relación de metalicidad real de 1,17, por lo que la estrella es aproximadamente un 17 % más rica en elementos metálicos que el Sol. [ 8 ] Sin embargo, el margen de error para este resultado es relativamente grande.

El espectro de las estrellas de clase A, como IK Pegasi A, muestra fuertes líneas de Balmer de hidrógeno junto con líneas de absorción de metales ionizados, incluyendo la  línea K del calcio ionizado (Ca  II) a una longitud de onda de 393,3 nm . [ 26 ] El espectro de IK Pegasi A se clasifica como Am marginal (o "Am:"), lo que significa que muestra las características de una clase espectral A pero tiene líneas metálicas marginales. Es decir, la atmósfera de esta estrella muestra intensidades de líneas de absorción ligeramente (pero anómalamente) más altas de lo normal para los isótopos metálicos. [ 4 ] Las estrellas de tipo espectral Am suelen ser miembros de sistemas binarios cercanos con una compañera de aproximadamente la misma masa, como es el caso de IK Pegasi. [ 27 ] 

Las estrellas de clase espectral A son más calientes y masivas que el Sol. Pero, en consecuencia, su vida útil en la secuencia principal es correspondientemente más corta. Para una estrella con una masa similar a IK Pegasi A (1,65 M☉ ), la vida útil esperada en la secuencia principal es de 2 a 3 mil millones de años, lo que equivale aproximadamente a la mitad de la edad actual del Sol. [ 28 ]

En términos de masa, la relativamente joven Altair es la estrella más cercana al Sol que es un análogo estelar del componente A; tiene una masa estimada de 1,7 M☉ . El sistema binario en su conjunto tiene algunas similitudes con el sistema cercano de Sirio , que tiene una primaria de clase A y una compañera enana blanca. Sin embargo, Sirio A es más masiva que IK Pegasi A y la órbita de su compañera es mucho mayor, con un semieje mayor de 20 UA. 

IK Pegasi B

La estrella compañera es una enana blanca densa . Esta categoría de objeto estelar ha llegado al final de su ciclo evolutivo y ya no genera energía mediante fusión nuclear . En cambio, en circunstancias normales, una enana blanca irradia gradualmente su exceso de energía, principalmente calor almacenado, enfriándose y atenuándose a lo largo de miles de millones de años. [ 29 ]

Evolución

Casi todas las estrellas de masa pequeña e intermedia (por debajo de aproximadamente 8~9 M☉ ) terminarán siendo enanas blancas una vez que hayan agotado su suministro de combustible termonuclear . [ 30 ] Estas estrellas pasan la mayor parte de su vida productiva como estrellas de la secuencia principal . El tiempo que una estrella pasa en la secuencia principal depende principalmente de su masa, y la vida útil disminuye a medida que aumenta la masa. [ 31 ] Por lo tanto, para que IK Pegasi B se haya convertido en una enana blanca antes que el componente A, debe haber sido alguna vez más masivo que el componente A. De hecho, se cree que el progenitor de IK Pegasi B tenía una masa entre 5 y 8 M☉ . [ 14 ] 

Cuando el combustible de hidrógeno en el núcleo del progenitor de IK Pegasi B se consumió, evolucionó a una gigante roja . El núcleo interno se contrajo hasta que comenzó la fusión del hidrógeno en una capa que rodeaba el núcleo de helio. Para compensar el aumento de temperatura, la envoltura exterior se expandió hasta alcanzar un radio muchas veces mayor que el que tenía como estrella de la secuencia principal. Cuando el núcleo alcanzó una temperatura y densidad en la que el helio pudo comenzar a fusionarse, esta estrella se contrajo y se convirtió en lo que se denomina una estrella de la rama horizontal . Es decir, pertenecía a un grupo de estrellas que se encuentran aproximadamente sobre una línea horizontal en el diagrama HR. La fusión del helio formó un núcleo inerte de carbono y oxígeno. Cuando el helio se agotó en el núcleo, se formó una capa de fusión de helio además de la de fusión de hidrógeno, y la estrella pasó a lo que los astrónomos denominan la rama gigante asintótica , o AGB. (Esta es una trayectoria que conduce a la esquina superior derecha del diagrama HR). Si la estrella tenía suficiente masa, con el tiempo podría comenzar la fusión del carbono en el núcleo, produciendo oxígeno , neón y magnesio . [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]

La envoltura exterior de una gigante roja o estrella AGB puede expandirse hasta alcanzar varios cientos de veces el radio del Sol, ocupando un radio de aproximadamente 5 × 10⁸ km (3 UA) en el caso de la estrella AGB pulsante Mira . [ 35 ] Esto está muy por encima de la separación promedio actual entre las dos estrellas en IK Pegasi, por lo que durante este período las dos estrellas compartieron una envoltura común. Como resultado, la atmósfera exterior de IK Pegasi A puede haber recibido un enriquecimiento isotópico. [ 10 ]

La Nebulosa de la Hélice se está creando a partir de una estrella que evoluciona hasta convertirse en una enana blanca. Imagen de la NASA y la ESA .

Algún tiempo después de la formación de un núcleo inerte de oxígeno-carbono (o oxígeno-magnesio-neón), comenzó a producirse fusión termonuclear a lo largo de dos capas concéntricas con la región del núcleo; el hidrógeno se quemó a lo largo de la capa más externa, mientras que la fusión de helio tuvo lugar alrededor del núcleo inerte. Sin embargo, esta fase de doble capa es inestable, por lo que produjo pulsos térmicos que causaron eyecciones de masa a gran escala desde la envoltura exterior de la estrella. [ 36 ] Este material eyectado formó una inmensa nube de material llamada nebulosa planetaria . Casi toda la envoltura de hidrógeno fue expulsada de la estrella, dejando tras de sí un remanente de enana blanca compuesto principalmente por el núcleo inerte. [ 37 ]

Composición y estructura

El interior de IK Pegasi B puede estar compuesto enteramente de carbono y oxígeno; alternativamente, si su progenitor sufrió combustión de carbono , puede tener un núcleo de oxígeno y neón, rodeado por un manto enriquecido con carbono y oxígeno. [ 38 ] [ 39 ] En cualquier caso, el exterior de IK Pegasi B está cubierto por una atmósfera de hidrógeno casi puro, lo que le da a esta estrella su clasificación estelar de DA. Debido a la mayor masa atómica , cualquier helio en la envoltura se habrá hundido debajo de la capa de hidrógeno. [ 7 ] Toda la masa de la estrella está sostenida por la presión de degeneración electrónica , un efecto mecánico cuántico que limita la cantidad de materia que se puede comprimir en un volumen dado.

Este gráfico muestra el radio teórico de una enana blanca, dada su masa. La curva verde corresponde a un modelo de gas de electrones relativistas .

Con una masa estimada de 1,15 M☉ , IK Pegasi B se considera una enana blanca de alta masa. [ nb 3 ] Aunque su radio no se ha observado directamente, se puede estimar a partir de las relaciones teóricas conocidas entre la masa y el radio de las enanas blancas, [ 40 ] dando un valor de aproximadamente el 0,60 % del radio del Sol . [ 7 ] (Otra fuente da un valor del 0,72 %, por lo que aún existe cierta incertidumbre en este resultado). [ 8 ] Así pues, esta estrella concentra una masa mayor que la del Sol en un volumen aproximadamente del tamaño de la Tierra, lo que da una indicación de la extrema densidad de este objeto . [ nb 4 ] 

La naturaleza masiva y compacta de una enana blanca produce una fuerte gravedad superficial . Los astrónomos denotan este valor mediante el logaritmo decimal de la fuerza gravitatoria en unidades cgs , o log g . Para IK Pegasi B, log g es 8,95. [ 7 ] En comparación, log g para la Tierra es 2,99. Por lo tanto, la gravedad superficial en IK Pegasi es más de 900 000 veces mayor que la fuerza gravitatoria en la Tierra. [ nb 5 ]

Se estima que la temperatura superficial efectiva de IK Pegasi B es de aproximadamente 35 500 ± 1500 K , [ 10 ] lo que la convierte en una fuente importante de radiación ultravioleta . [ 7 ] [ nb 6 ] En condiciones normales, esta enana blanca continuaría enfriándose durante más de mil millones de años, mientras que su radio permanecería prácticamente inalterado. [ 41 ]

Evolución futura

En un artículo de 1993, David Wonnacott, Barry J. Kellett y David J. Stickland identificaron este sistema como un candidato para evolucionar hacia una supernova de tipo Ia o una variable cataclísmica . [ 14 ] Sin embargo, en el tiempo que tardará el sistema en evolucionar a un estado en el que podría ocurrir una supernova, se habrá movido a una distancia considerable de la Tierra, pero aún podría representar una amenaza.

En algún momento del futuro, IK Pegasi A consumirá el hidrógeno de su núcleo y comenzará a evolucionar fuera de la secuencia principal para convertirse en una gigante roja. La envoltura de una gigante roja puede crecer hasta alcanzar dimensiones significativas, extendiéndose hasta cien veces su radio anterior (o incluso más). Una vez que IK Pegasi A se expanda hasta el punto en que su envoltura exterior desborde el lóbulo de Roche de su compañera, se formará un disco de acreción gaseoso alrededor de la enana blanca. Este gas, compuesto principalmente de hidrógeno y helio, se acumulará en la superficie de la compañera. Esta transferencia de masa entre las estrellas también provocará que su órbita mutua se reduzca. [ 42 ]

En la superficie de la enana blanca, el gas acumulado se comprimirá y calentará. En algún momento, el gas acumulado puede alcanzar las condiciones necesarias para que se produzca la fusión del hidrógeno, generando una reacción descontrolada que expulsará una porción del gas de la superficie. Esto daría lugar a una explosión de nova (recurrente) —una estrella variable cataclísmica— y la luminosidad de la enana blanca aumentaría rápidamente en varias magnitudes durante un período de varios días o meses. [ 43 ] Un ejemplo de este sistema estelar es RS Ophiuchi , un sistema binario compuesto por una gigante roja y una compañera enana blanca. RS Ophiuchi ha experimentado una explosión de nova (recurrente) en al menos seis ocasiones, acumulando cada vez la masa crítica de hidrógeno necesaria para producir una explosión descontrolada. [ 44 ] [ 45 ]

Es posible que IK Pegasus B siga un patrón similar. [ 44 ] Sin embargo, para acumular masa, solo se puede expulsar una porción del gas acrecentado, de modo que con cada ciclo la enana blanca aumentaría progresivamente su masa. Por lo tanto, incluso si se comportara como una nova recurrente, IK Pegasus B podría seguir acumulando una envoltura creciente. [ 46 ]

Un modelo alternativo que permite que la enana blanca acumule masa de forma constante sin entrar en erupción como una nova se denomina fuente de rayos X supersuave de binaria cercana (CBSS). En este escenario, la tasa de transferencia de masa a la binaria de enana blanca cercana es tal que se puede mantener una fusión constante en la superficie a medida que el hidrógeno que llega se consume en fusión termonuclear para producir helio. Esta categoría de fuentes supersuaves consiste en enanas blancas de alta masa con temperaturas superficiales muy elevadas (0,5-1 millón de K [ 47 ] ). [ 48 ]

Si la masa de la enana blanca se acerca al límite de Chandrasekhar de 1,4 M☉ , dejará de estar sostenida por la presión de degeneración electrónica y colapsará. Para un núcleo compuesto principalmente de oxígeno, neón y magnesio, es probable que la enana blanca en colapso forme una estrella de neutrones . En este caso, solo una fracción de la masa de la estrella será expulsada. [ 49 ] Sin embargo, si el núcleo está compuesto de carbono-oxígeno, el aumento de la presión y la temperatura iniciará la fusión del carbono en el centro antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar. El resultado dramático es una reacción de fusión nuclear descontrolada que consume una fracción sustancial de la estrella en poco tiempo. Esto será suficiente para desintegrar la estrella en una explosión de supernova cataclísmica de tipo Ia. [ 50 ]

Un evento de supernova de este tipo podría representar una amenaza para la vida en la Tierra. Se cree que es improbable que la enana blanca IK Pegasi B detone como supernova en 1900 millones de años. [ 51 ] Como se mostró anteriormente, la velocidad espacial de esta estrella con respecto al Sol es de 20,4 km/s (12,7 mi/s) . Esto equivale a recorrer una distancia de un año luz cada 14 700 años. Después de 5 millones de años, por ejemplo, esta estrella estará separada del Sol por más de 500 años luz. Se cree que una supernova de tipo Ia dentro de mil pársecs (3300 años luz) podría afectar a la Tierra, [ 52 ] pero debe estar a menos de unos 10 pársecs (alrededor de treinta años luz) para causar un daño importante a la biosfera terrestre. [ 51 ]       

Tras una explosión de supernova, el remanente de la estrella donante (IK Pegasus A) continuaría con la velocidad final que poseía cuando era miembro de un sistema binario en órbita cercana. La velocidad relativa resultante podría alcanzar los 100–200 km/s (62–124 mi/s) , lo que lo situaría entre los miembros de alta velocidad de la galaxia . La compañera también habrá perdido algo de masa durante la explosión, y su presencia podría crear un hueco en los restos en expansión. A partir de ese momento, evolucionará hasta convertirse en una única estrella enana blanca. [ 53 ] [ 54 ] La explosión de supernova creará un remanente de material en expansión que eventualmente se fusionará con el medio interestelar circundante . [ 55 ]  

Véase también

Notas

  1. ↑ Basado en:
    LLstúnorte=(RRstúnorte)2(TmiFFTstúnorte)4{\displaystyle {\begin{smallmatrix}{\frac {L}{L_{sol}}}=\left({\frac {R}{R_{sol}}}\right)^{2}\left({\frac {T_{eff}}{T_{sol}}}\right)^{4}\end{smallmatrix}}}
    donde L es la luminosidad, R es el radio y T eff es la temperatura efectiva. Véase: Krimm, Hans (19 de agosto de 1997). "Luminosidad, radio y temperatura" . Hampden-Sydney College. Archivado del original el 8 de mayo de 2003. Consultado el 16 de mayo de 2007 .
  2. ↑ El movimiento propio neto viene dado por:
    μ=μδ2+μα2⋅porque2⁡δ=77,63{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\mu ={\sqrt {{\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha }}^{2}\cdot \cos ^{2}\delta }}=77,63\,\end{smallmatrix}}} mas/y.
    dóndeμα{\displaystyle \mu _{\alpha }}yμδ{\displaystyle \mu _{\delta }}son los componentes del movimiento propio en la ascensión recta y la declinación, respectivamente. La velocidad transversal resultante es:
    V t = μ • 4,74 d (pc) = 16,9  km.
    donde d (pc) es la distancia en pársecs. Véase: Majewski, Steven R. (2006). "Movimientos estelares" . Universidad de Virginia . Consultado el 14 de mayo de 2007 .{{cite web}}: CS1 maint: servicio de archivado obsoleto ( enlace )
  3. ↑ La población de enanas blancas está estrechamente distribuida alrededor de la masa media de 0,58 M ☉ y solo el 2%. Véase: Holberg, JB; Barstow, MA; Bruhweiler, FC; Cruise, AM; et al. (1998). "Sirius B: A New, More Accurate View" . The Astrophysical Journal . 497 (2): 935– 942. Bibcode : 1998ApJ...497..935H . doi : 10.1086/305489 . hdl : 2381/17985 .  Todas las enanas blancas tienen al menos una masa solar.
  4. ↑ R * = 0,006 • (6,96 × 10 8 ) ≈ 4.200 km.
  5. ↑ La gravedad superficial de la Tierra es de 9,780 m/s² , o 978,0 cm/s² en unidades cgs. Por lo tanto:
    registro⁡ gramo=registro⁡ 978.0=2,99{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\log \ \operatorname {g} =\log \ 978.0=2.99\end{smallmatrix}}}
    El logaritmo de las razones de la fuerza gravitacional es 8,95 - 2,99 = 5,96. Por lo tanto:
    105,96≈912,000{\displaystyle {\begin{smallmatrix}10^{5.96}\approx 912,000\end{smallmatrix}}}
  6. ↑ Según la ley de desplazamiento de Wien , la emisión máxima de un cuerpo negro a esta temperatura estaría en una longitud de onda de:
    λb=(2.898×106nortemetro K)/(35,500 K)≈82{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\lambda _{b}=(2.898\times 10^{6}\operatorname {nm\ K} )/(35,500\ \operatorname {K} )\approx 82\,\end{smallmatrix}}} Nuevo Méjico
    que se encuentra en la parte ultravioleta lejana del espectro electromagnético .

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