IK Pegasi
21.72 ± 0.78 IK Pegasi (o HR 8210) es un sistema estelar binario en la constelación de Pegaso.
Se encuentra a una distancia de aproximadamente 150 años luz del sistema solar, y posee la luminosidad suficiente para poder ser observado a simple vista desde la Tierra.
[11] La designación «IK Pegasi» pertenece a la extendida nomenclatura para estrellas variables propuesta por Friedrich W. Argelander.
Este cambio se produce cuando sus órbitas llevan a las estrellas del conjunto a alejarse y acercarse respecto del observador, produciendo una variación en la longitud de onda de la línea por efecto Doppler.
[13] La distancia existente hasta el sistema IK Pegasi se puede calcular directamente mediante la observación de las minúsculas variaciones en el paralaje de este sistema (en contraste con el fondo estelar más alejado) mientras la Tierra orbita alrededor del Sol.
4] Se intentó fotografiar los componentes individuales de este sistema binario empleando el telescopio espacial Hubble, pero las estrellas estaban demasiado juntas para poder distinguirlas.
[17] Cálculos recientes con el telescopio espacial EUEVE (o explorador ultravioleta extremo) dieron un periodo orbital más preciso de 21.72168 ± 0.00009 días.
[8] La inclinación del plano orbital de este sistema se estima que está prácticamente clavado en 90° visto desde la Tierra.
Sin embargo, IK Pegasi A se encuentra en una banda estrecha y vertical del diagrama H-R conocida como la línea inestable.
Cuando estos átomos pierden un electrón, la probabilidad de que absorban energía aumenta.
Reciben su nombre de la estrella prototipo para dichas variables, Delta Scuti.
[21] Las estrellas de clase espectral A son más calientes y masivas que el Sol.
Cuando el núcleo adquirió una temperatura y densidad en las que el helio podía comenzar su fusión, esta estrella se contrajo y se convirtió en lo que se conoce como una estrella de rama horizontal, es decir, perteneciente a un grupo de estrellas que a grandes rasgos forman una línea horizontal en el diagrama H-R.
La fusión del helio formó un núcleo inerte de carbono y oxígeno.
[30] Este material eyectado formó una nube inmensa que se denomina nebulosa planetaria.
6] La naturaleza masiva y compacta de una enana blanca produce una gravedad superficial fuerte.
Así que la gravedad superficial en IK Pegasi es unas 900 000 veces la fuerza gravitacional en la Tierra.[n.
7] La temperatura superficial efectiva en IK Pegasi B se estima en unos 35 500 ± 1500 K (35 227 °C),[5] convirtiéndolo en una poderosa fuente de radiación ultravioleta.[3][n.
Sin embargo en el tiempo que empleará el sistema para evolucionar al estado de supernova, se habrá desplazado una distancia considerable con respecto a la Tierra y no supondrá ninguna amenaza.
El tamaño de un gigante rojo puede ascender a dimensiones importantes, extendiendo hasta unas cien veces su radio previo (o más).
[38] Sobre la superficie de la enana blanca, la acreción gaseosa puede llegar a ser comprimida y calentada.
En algún momento el gas acumulado puede alcanzar las condiciones necesarias para que se lleve a cabo la fusión del hidrógeno, produciendo una reacción veloz que desplazará una porción del gas desde la superficie.
RS Ophiuchi ha estallado como una nova (recurrente) por lo menos en seis ocasiones, cada vez disminuyendo la masa crítica de hidrógeno necesaria para una explosión.
Así, incluso aunque se comportara como una nova recurrente, IK Pegasi B podría continuar acumulando una capa creciente.
[42] Un modelo alternativo que permite a la enana blanca acumular de manera estable masa sin convertirse en nova se denomina la binaria próxima fuente de rayos X supersuaves (CBSS).
La compañera también habría perdido algo de masa durante la explosión, y su presencia podría crear un espacio entre los restos que se expandirían.
[47][48] La explosión supernova creará un remanente de material o restos expandientes que en algún momento se fusionarán con el medio interestelar.
