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IK Pegasi

Stern im Sternbild Pegasus
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IK Pegasi (oder HR 8210) ist ein etwa 150 Lichtjahre entfernter spektroskopischer Doppelstern im Sternbild Pegasus. Mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von knapp 6,1 mag kann er bei sehr guten Beobachtungsbedingungen gerade noch mit bloßem Auge wahrgenommen werden.

Doppelstern
IK Pegasi
Die Position von IK Pegasi
IK Pegasi
{{{Kartentext}}}
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
AladinLite
Sternbild Pegasus
Rektaszension 21h 26m 26,7s[1]
Deklination +19° 22′ 32,3″[1]
Scheinbare Helligkeit [1] 6,08 mag
Bekannte Exoplaneten

{{{Planeten}}}

Position des Begleiters
Winkelabstand {{{Winkelabstand}}}
Positionswinkel {{{Positionswinkel}}}
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit −11,4 km/s[1]
Parallaxe 21,72 ± 0,78 mas
Entfernung [1] 150 ± 5 Lj
(46 ± 2 pc)
Absolute visuelle Helligkeit Mvis mag
Absolute bolometrische Helligkeit Mbol mag
Veralteter Parameter "Absolut" !
Eigenbewegung
Rektaszensionsanteil: +80,23 mas/a
Deklinationsanteil: +17,28 mas/a
Orbit
Periode 21,7 Tage
Große Halbachse
Exzentrizität
Periastron
Apastron
Bahnneigung
Argument des Knotens
Epoche des Periastrons
Argument der Periapsis
Einzeldaten
Namen A; B
Beobachtungsdaten
Scheinbare Helligkeit [1] A 6,08 mag
B
Spektrum und Indices
Spektralklasse A A8m:[2]
B DA[3]
B−V-Farbindex A 0,24[1]
U−B-Farbindex A 0,03[1]
Physikalische Eigenschaften
Absolute vis.
Helligkeit Mvis 		A ca. 2,8[A 1] [4] mag
B
Masse A 1,65[5] M☉
B 1,15[6] M☉
Radius A 1,6[5] R☉
B 0,006[3] R☉
Leuchtkraft A 8,0 [A 2][7] L☉
B 0,12 L☉
Effektive Temperatur A 7700[8] K
B 35.500[6] K
Metallizität [Fe/H] A 0,17 ± 0,17 [8]
B
Rotationsdauer A < 32,5 km/s[8] d
B
Alter 50–600 Mio. Jahre[5]
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
KatalogAB
Bonner Durchmusterung BD +18° 4794
Bright-Star-KatalogHR 8210 [1]
Henry-Draper-KatalogHD 204188 [2]
SAO-KatalogSAO 107138 [3]
Tycho-KatalogTYC 1671-710-1[4]
Hipparcos-KatalogHIP 105860 [5]
Weitere Bezeichnungen: IK Pegasi
Quellen:[10][1]

Der Primärstern (IK Pegasi A) ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A, der ein geringfügiges Pulsieren in seiner Leuchtkraft aufzeigt, die 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.[5]

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.[11]

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.[12] 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 zeigte sich eindeutig die charakteristische Absorptionslinienverschiebung eines Doppelsternsystems. 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 den Astronomen wiederum, die relative Umlaufgeschwindigkeit von mindestens einem der Sterne zu bestimmen, auch wenn sie dabei nicht in der Lage sind, die Objekte einzeln aufzulösen.[13]

Im Jahre 1927 verwendete der kanadische Astronom William E. Harper diese Technik, um die Periode der spektrometrischen Verschiebung dieses Binärsystems zu messen und er ermittelte dabei einen Abstand von 27,724 Tagen zwischen beiden Phasen. 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.[11] Die Amplitude der Radialgeschwindigkeit der Hauptkomponente wurde mit 41,5 km/s, bestimmt. [14]

Der Abstand zu IK Pegasi lässt sich direkt durch die Betrachtung der kleinen Parallaxenlinie messen, um die sich dieses System gegenüber dem weiter entfernten stellaren Hintergrund verschiebt. Hierfür muss der Abstand der Beobachtungspunkte hingegen bereits dem Durchmesser des Erdumlaufs um die Sonne entsprechen. Die ermittelte Verschiebung wurde von der Hipparcos-Sonden mit hoher Präzision noch einmal nachgemessen, wodurch eine Entfernung von 150 Lichtjahren, mit einer Genauigkeit von ±5 Lichtjahren, abgeleitet wurde.[15] Durch diese Raumsonde wurde zudem die Eigenbewegung des Systems ermittelt. Dabei handelt es sich um eine 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 die Quergeschwindigkeit von IK Pegasi mit 16,9 km/s zu bestimmen.[A 3][16] 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.[17] Aus diesen beiden Bewegungen lässt sich wiederum eine Raumgeschwindigkeit von 20,4 km/s relativ zur Sonne ableiten.[A 4]

Es wurde versucht, die einzelnen Komponenten dieses Binärsystems mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskop zu fotografieren, allerdings ist der Abstand zwischen beiden Sternen zu gering, um sie einzeln auflösen zu können.[18] Aktuelle Messungen mit dem Weltraumteleskop Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE) ergaben jedoch eine exaktere Umlaufzeit von 21,72168 ± 0,00009 Tagen.[9] Man geht davon aus, dass die Bahnneigung der orbitalen Ebene dieses Systems, wenn das Objekt von der Erde aus beobachtet wird, nahezu 90° beträgt. In diesem Fall bestünde die Möglichkeit, unter Umständen auch eine Bedeckung des größeren Objekts durch den kleineren Weißen Zwerg anhand eines Abfalls der Helligkeit beobachten zu können.[6]

IK Pegasi A

IK Pegasi A ist in seinem momentanen Stadium ein Stern der Hauptreihe innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HR-Diagramm). 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.[19]

Die Pulsationen resultieren aus einem Prozess, der als κ-Mechanismus bezeichnet wird. Ein Teil der äußeren Atmosphäre dieser Sterne erscheint optisch dicht, aufgrund einer partiellen Ionisation bestimmter Elemente. 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 abkühlt und wieder schrumpft. Das Ergebnis dieser Zyklen ist eine regelmäßige Pulsation der Atmosphäre, die eine entsprechende Variation der Helligkeit mit sich bringt.[19] Solche pulsationsveränderliche 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), weisen jedoch 1,5 bis 2,5 Sonnenmassen auf.[20] Die Pulsrate von IK Pegasi A wurde mit 22,9 Zyklen pro Tag gemessen, was genau einem Strahlungsimpuls alle 0,044 Tagen entspricht.[5]

In der Astronomie wird die Metallizität eines Sterns als die Häufigkeit der in ihm befindlichen Chemischen Elementen 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 Ergebnissen 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)[A 5] 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 Metallizitäsverhältnisses von 1,17, was bedeutet, dass der Stern über 17 % reicher an metallischen Elementen ist als unsere Sonne.[5] Die Fehlerquote für dieses Ergebnis ist jedoch relativ groß.

Im Spektrum eines A-Klasse-Sterns wie IK Pegasi A lassen sich starke Balmer-Linien von Wasserstoffen zusammen mit Absorptionslinien von ionisierten Metallen erkennen, einschließlich einer K-Linie, die auf ionisiertes Kalzium (Ca II) bei einer Wellenlänge von 393,3 nm hindeutet.[21] Das Spektrum von IK Pegasi A kann als marginal Am klassifiziert werden, was bedeutet, dass es die Merkmale einer spektralen Klasse A zeigt, jedoch eine marginale metallische Reihe aufweist. Dies hat seinen Grund darin, dass die Atmosphäre dieses Sterns leicht abweichende, aber merklich höhere Absorptionslinienstärken der metallischen Isotope aufzeigt, als dies bei normalen Sternen der Fall ist.[2] Sterne der Spektralklasse Am sind oftmals Mitglieder von Doppelsternsystemen, die einen sehr nahen Begleiter von etwa gleicher Masse haben, wie es bei IK Pegasi der Fall ist.[22]

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 IK Pegasi A (der etwa 1,65 Sonnenmassen aufweist), beträgt die erwartete Lebensdauer auf der Hauptreihe zwischen 2 und 3 × 109 Jahren, was etwa der Hälfte des aktuellen Alters unserer Sonne entspricht.[23]

In Bezug auf die Masse ist der relativ junge Altair der nächste Stern zur Sonne, der ein stellares Gegenstück zu der A-Komponente von IK Pegasi darstellt, da er schätzungsweise das 1,7-fache der Sonnenmasse besitzt. Das Doppelsternsystem von IK Pegasi als Ganzes besitzt hingegen einige Gemeinsamkeiten zum nahe gelegenen System von Sirius, das ebenfalls aus einem Klasse A Primärstern und einen Weißen Zwerg als Begleiter besteht. Allerdings besitzt Sirius A eine deutlich größere Masse als IK Pegasi A und die Umlaufbahn seines Begleiters ist, mit einer Halbachse von 20 AE, weitaus größer.

IK Pegasi B

 
Die relative Größe von IK Pegasi A (links), B (unten Mitte) und der Sonne (rechts).[24]

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 aufrecht zu erhalten. Stattdessen strahlt ein Weißer Zwerg unter normalen Umständen seine überschüssige Energie, die vor allem aus gespeicherter Wärme besteht, in der Folge kontinuierlich ab. Dadurch wird er zunehmend kühler, so dass er im Laufe von vielen Milliarden von Jahren immer weiter abdunkelt.[25]

Evolution

Fast alle Sterne geringer und mittlerer Masse (unterhalb von etwa neun Sonnenmassen) enden als Weiße Zwerge, sobald ihr Angebot an Brennstoff erschöpft ist.[26] Diese Sterne verbringen den Großteil ihrer energieerzeugenden Lebenszeit als Hauptreihenstern. Die Dauer, die ein Stern auf der Hauptreihe verbringt, hängt in erster Linie von seiner Masse ab, da sich die Lebensdauer eines Sterns mit zunehmender Masse immer weiter verringert.[27] Daraus lässt sich schließen, dass IK Pegasi B einmal eine größere Masse als sein Begleiter besessen haben muss, da er vor IK Pegasi A zu einem Weißen Zwerg wurde. Es wird vermutet, dass IK Pegasi B einmal eine Masse zwischen 5 und 8 Sonnenmassen besessen hat.[11]

Einige Millionen Jahre zuvor, nachdem der Wasserstoff im Kern des Vorläufersterns von IK Pegasi B aufgebraucht war, zog sich sein innerer Kern zusammen, bis es in einer Schale um seinen Heliumkern herum zu einem erneuten Wasserstoffbrennen kam, was mit einer Temperaturerhöhung im Innern des Sterns verbunden war. Um die Temperaturerhöhung auszugleichen, erweiterte sich der äußere Mantel um ein Vielfaches des Radius eines normalen Hauptreihensterns. Die nun stark vergrößerte Hülle kühlte sich ab und bildete so die sichtbare rot leuchtende Außenhülle, die einen Roten Riesen charakterisiert. Sobald der Kern eine Temperatur und Dichte erreicht hatte, bei der es zu einer Fusion des Heliums kam, zog sich der Stern noch weiter zusammen und gehörte nunmehr zu einer Gruppe von Sternen, die auf einer etwa horizontalen Linie auf dem HR-Diagramm angesiedelt ist. Durch die Heliumfusion bildete sich ein innerer Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Als schließlich das Helium im Kern erschöpft war, entstand zusätzlich zu der äußeren Schale in der der Wasserstoff brannte, eine weitere Schale, in die sich nun das Heliumbrennen verlagerte. Der Stern verschob sich innerhalb des HR-Diagramms in einen Bereich, den die Astronomen Asymptotic Giant Branch (AGB) bezeichnen. Verfügte der Vorläuferstern von IK Pegasi B über genügend Masse, so kam es in seinem Kern mit der Zeit zu einem Kohlenstoffbrennen, wobei Sauerstoff, Neon und Magnesium entstanden wäre.[28][29][30]

Da es allgemein dazu kommt, dass sich die äußere Hülle eines Roten Riesen oder AGB-Sterns auf das mehrere hundertfache des Sonnenradius erweitert, (Der pulsierende AGB-Stern Mira zum Beispiel erreicht einen Radius von etwa 5 × 108 km (3 AE).[31]) ist dies auch für IK Pegasi B zu vermuten. Die Ausdehnung der Hülle hatte dabei den Abstand überragt, den die beiden Sterne von IK Pegasi heute durchschnittlich besitzen, so dass beide sich während dieser Zeit eine gemeinsame Hülle teilen mussten. Dies hatte wiederum zur Folge, dass der äußeren Atmosphäre von IK Pegasi A eine erhöhte Isotopenanzahl zugeführt wurde.[6]

 
Der Helixnebel ist das Resultat der Entwicklung eines Sterns zu einem Weißen Zwerg. (Bild: NASA & ESA)

Einige Zeit nachdem sich ein innerer Sauerstoff-Kohlenstoff- (oder Sauerstoff-Magnesium-Neon-) Kern gebildet hatte, kam es zu einer Kernfusion in zwei konzentrischen Schalen um die Kernregion herum. Dabei wurde Wasserstoff auf der äußersten der beiden Schalen verbrannt, während die Heliumfusion rund um den inneren Kern stattfand. Allerdings ist eine solche Doppel-Schalen-Phase instabil, was zu sogenannten thermischen Pulsen führt, die eine große Massenabstrahlung der äußeren Umhüllung nach sich ziehen.[32] Dieses Material wurde schließlich in einer riesigen Wolke aus Material als planetarischer Nebel abgestoßen. Bis auf einen kleinen Teil wurde der gesamte Wasserstoffmantel von dem Stern abgeschlagen und zurück blieb ein Weißer Zwerg, der in erster Linie aus den Resten des inneren Kerns bestand.[33]

Zusammensetzung und Struktur

Der Kern von IK Pegasi B besteht wahrscheinlich, wie bei den meisten Weißen Zwergen, komplett aus Kohlenstoff und Sauerstoff mit einem Mantel aus Wasserstoff und Helium. Es besteht aber auch die Möglichkeit, wenn sein Vorläuferstern zur Kohlenstoffverbrennung fähig war, dass sein Kern sich aus Sauerstoff und Neon zusammensetzt, der von einem Mantel aus Kohlenstoff und Sauerstoff umgeben ist.[34][35] In jedem Fall wird die Außenhülle von IK Pegasi B durch eine Atmosphäre von nahezu reinem Wasserstoff umgeben sein, womit der Stern der Spektralklasse DA zuzuordnen wäre. Aufgrund der höheren Atommasse muss jedwedes Helium in der Umhüllung unter die Wasserstoffschicht sinken.[3] Die gesamte Masse des Sterns wird durch den Entartungsdruck der Elektronen gestützt, ein quantenmechanischer Effekt, der die Anzahl der Materieteilchen begrenzt, die sich in ein bestimmtes Volumen pressen lassen.

 
Das Diagramm zeigt den theoretischen Radius eines Weißen Zwerges in Bezug auf seine Masse. Die grüne Kurve entspricht dabei einem relativistischen Elektronengasmodel.

Mit geschätzten 1,15 Sonnenmassen wird IK Pegasi B als hochmassiger Weißer Zwerg eingestuft.[A 6][36] Obwohl seine Ausdehnung bisher nicht direkt beobachtet werden konnte, ist es möglich, ihn anhand bekannter theoretischer Beziehungen zwischen der Masse und dem Radius anderer Weißer Zwerge zu schätzen.[37] Hierbei wird für ihn eine Größe von 0,6 % des Sonnenradius angenommen.[3] (Andere Quellen gehen von einem Wert von 0,72 % aus, womit eine gewisse Unsicherheit erhalten bleibt.[5]) Das bedeutet mit anderen Worten, dass dieser Stern mit einer Masse, die größer ist als die der Sonne, in ein Volumen von etwa der Größe der Erde passt, was einen Eindruck von der extremen Dichte gibt, die dieses Objekt besitzt[A 7]

Durch die massive und kompakte Natur eines Weißen Zwergs wird eine starke Oberflächenschwerkraft erzeugt. Astronomen geben diesen Wert durch den dezimalen Logarithmus der Gravitation in CGS-Einheiten oder log g an. Für IK Pegasi B wird ein log g von 8,95 angenommen.[3] Im Vergleich dazu beträgt der log g für die Erde 2,99. Mit anderen Worten beträgt die Schwerkraft auf der Oberfläche von IK Pegasi das über 900.000-fache der Gravitationskraft unserer Erde. [A 8]

Die effektive Oberflächentemperatur von IK Pegasi B wird auf etwa 35.500 ± 1500 K geschätzt[6], was diesen Himmelskörper zu einer starken Quelle von UV-Strahlung macht.[A 9][3] Unter normalen Bedingungen kühlt ein solcher Weißer Zwerg während der nächsten mehr als eine Milliarde Jahre weiter ab, während sein Radius im Wesentlichen unverändert bleibt.[38]

Zukünftige Entwicklung

 
Darstellung der Entwicklung einer Ia-Supernova

In einer Ausarbeitung von 1993 identifizierten David Wonnacott, Barry J. Kellett und David J. Stickland dieses System als einen Kandidaten für die Entwicklung zu einer Supernova vom Typ Ia bzw. einem kataklysmisch veränderlichen Stern.[11] In einer Entfernung von 150 Lichtjahren ist dieses System somit der erdnächste bekannte Kandidat eines Supernova-Vorläufers. Doch bis dieses System einen Zustand erreicht haben wird, an dem es zu einer Supernova-Explosion kommen könnte, wird es sich in einer beträchtlich größeren Entfernung zur Erde befinden und somit keine nennenswerte Gefahr darstellen. Um die Ozonschicht der Erde wirksam zu zerstören und sich damit auf die Biosphäre des Planeten auszuwirken, müsste ein Supernova-Ereignis innerhalb einer Entfernung von ungefähr 26 Lichtjahren zur Erde stattfinden.[39]

An einem bestimmten Punkt in der Zukunft wird IK Pegasi A den Wasserstoff in seinem Kern aufgebraucht haben und eine Entwicklung weg von der Hauptreihe zu einem Roten Riesen durchlaufen. Die Oberfläche dieses Roten Riesen wird in ihrer Dimension derart anwachsen, dass er seinen früheren Radius um das Hundertfache oder mehr übertreffen wird. Irgendwann ist die äußere Hülle von IK Pegasi A so weit ausgedehnt, dass sie die Roche-Grenze seines Begleiters überschreitet, was zur Entstehung einer gasförmigen Akkretionsscheibe rund um den Weißen Zwerg führen wird. Dieses Gas, das sich in erster Linie aus Wasserstoff und Helium zusammensetzt, führt zu einem Zuwachs des Umfangs seines Begleiters. Ein derartiger Massenaustausch zwischen den Sternen wird schließlich dazu führen, dass sich ihre gegenseitige Umlaufbahn verkleinert und sie sich somit einander annähern.[40]

Auf der Oberfläche des Weißen Zwerges wird das akkretierte Gas komprimiert und dadurch erhitzt, bis ab einem bestimmten Punkt das kumulierte Gas die notwendigen Voraussetzungen für eine Wasserstofffusion besitzen wird. Dadurch wird eine thermische Reaktion ausgelöst, wodurch sich ein Teil des Gases von der Oberfläche entfernt. Dies wird schließlich zu (stetigen) Nova-Explosionen führen, was aus dem Zwerg einen kataklysmisch variablen Stern entstehen lässt und das heißt wiederum, dass sich die Helligkeit des Weißen Zwerges für einen Zeitraum von mehreren Tagen oder Monaten schnell um mehrere Magnitudengrößen erhöhen wird.[41]

Ein Beispiel für ein solches Sternsystem ist RS Ophiuchi, ein Doppelsternsystem, welches ebenso aus einem Roten Riesen und einem Weißen Zwerg als Begleiter besteht. Bei RS Ophiuchi wurde zwischen 1898 und 2006 mindestens sechs Mal eine rekurrierende (wiederkehrende) Nova beobachtet. Jedes Mal, wenn der Weiße Zwerg den kritischen Wert seiner aufgesammelten Masse an Wasserstoff erreicht hatte, kam es zu einer erneuten explosiven thermischen Reaktion, die dann als Nova beobachtet werden konnte.[42][43]

Es ist möglich, dass IK Pegasi B einem ähnlichen Schema folgen könnte.[42] Während sich seine Masse erhöht, kann nur ein Teil des akkretierten Gases abgeworfen werden, so dass mit jedem Zyklus die Masse des Weißen Zwerges kontinuierlich zunehmen wird. Wie bei einer wiederkehrenden Nova üblich, würde auch bei IK Pegasus B die Oberfläche anwachsen.[44]

Bei einem alternativen Modell wird davon ausgegangen, dass es dem Weißen Zwerg gelingt, stetig Masse aufzusammeln, ohne dass es zu einem Nova-Ereignis kommt. Diese Art von engen Doppelsternsystemen wird allgemein als Typ Supersoft X-Ray Source (CBSS) (Extrem schwache Röntgenquelle) bezeichnet. In diesem Szenario ist die Transferrate der Masse zu dem nahen Weißen Zwerg-Begleiter gering genug, dass eine kontinuierliche Fusion beibehalten werden kann, ohne dass der ankommende Wasserstoff auf der Oberfläche in einer Kernfusion zu Helium verbrannt werden kann. In diese Kategorie von Supersoft X-Ray Source werden alle hochmassige Weiße Zwerge mit einer sehr hohen Oberflächentemperatur (0,5 × 10 6 bis 1 × 10 6 K.[45]).[46] zusammengefasst.

Sobald sich die Masse des Weißen Zwerges der Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen nähert, kann der Entartungsdruck des Elektronengases den Gravitationsdruck nicht mehr kompensieren und es kommt zum Zusammenbruch. Für einen Kern, der in erster Linie aus Sauerstoff, Neon und Magnesium besteht, bedeutet dies, dass bei dem kollabierenden Weißen Zwerg wahrscheinlich nur ein Bruchteil seiner Masse abgesprengt und der Rest zu einem Neutronenstern zusammenfallen wird.[47]

Besteht der Kern hingegen aus Kohlenstoff und Sauerstoff, so werden der zunehmende Druck und die steigende Temperatur eine erneute Kohlenstofffusion im Zentrum einleiten, bevor die Chandrasekhar-Grenze erreicht ist. Die dramatische Folge wäre eine unaufhaltsame Kernfusionsreaktion, die einen erheblicher Teil der Sternenmasse innerhalb kurzer Zeit verbrauchen wird und schließlich ausreicht, um den Stern in einer gewaltigen Typ-Ia-Supernova-Explosion auseinander zu reißen.[48]

Ein solches Supernova-Ereignis wird jedoch kaum eine Bedrohung für das Leben auf der Erde darstellen. Zudem wird es als unwahrscheinlich angenommen, dass der primäre Stern, IK Pegasi A sich in der unmittelbaren Zukunft zu einem Roten Riesen entwickeln könnte. Die Geschwindigkeit dieses Sterns beträgt momentan 20,4 km/s relativ zur Sonne, was einer Vergrößerung der Entfernung von einem Lichtjahr alle 14.700 Jahre entspricht. Nach 5 Millionen Jahren wird dieser Stern zum Beispiel mehr als 500 Lichtjahre von der Sonne entfernt sein. Eine Distanz, die außerhalb des Radius liegt, innerhalb dessen eine Typ-Ia-Supernova eine Gefahr für unser Sonnensystem darstellen könnte.[39]

Nach einer Supernova-Explosion würde sich der Rest des Spendersterns (IK Pegasus A) mit einer endgültigen Geschwindigkeit hinfort bewegen, die er besaß, als er noch ein Mitglied des Doppelsternsystems gewesen war. Die daraus resultierende relative Geschwindigkeit kann bis zu 100-200 km/s betragen, was diesen Himmelkörper zu einem der schnellsten Objekte unserer Galaxis werden ließe. Der Begleiter wird bei dieser Explosion ebenso etwas Masse verloren haben und seine Präsenz wird eine Lücke in den expandierenden Trümmern darstellen. Von diesem Zeitpunkt an wird dieser als einzelner Weißer Zwerg zurückbleiben.[49][50]

Die Supernova-Explosion selbst wird zudem einen Überrest von expandierendem Material hinterlassen, der schließlich in die umgebende Interstellare Materie eingehen wird.[51]

Anmerkungen

  1. ↑ Die Absolute Magnitude Mv berechnet sich mit:
     
    wobei V der Visuellen Magnitude und π der Parallaxen entspricht.
  2. ↑ Basierend auf:
     
    wobei L der Leuchtkraft, R dem Radius und Teff der effektiven Temperatur entspricht.
  3. ↑ 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 Parsecs ist.
  4. ↑ Laut dem Satz des Pythagoras, ergibt sich die Geschwindigkeit der Eigenbewegung mit:
     .
    Wobei   der Radialgeschwindigkeit und   der Tangentialgeschwindigkeit entspricht.
  5. ↑ Der Begriff Metalle umfasst hierbei alle Elemente außer Wasserstoff und Helium
  6. ↑ Die Mitglieder der Gruppe der Weißen Zwerge verteilen sich eng um einen mittleren Wert von 0,5–0,7 Sonnenmassen. Nur 2 % aller Weißen Zwerge besitzen mindestens die Masse unserer Sonne.
  7. ↑ Der Radius bei 0,6 % des Sonnenradius ergibt:
     
  8. ↑ Die Gravitationskraft auf der Erdoberfläche beträgt 9,78 m/s2 oder 978,0 cm/s2 in CGS-Einheiten. Daraus ergibt sich:
     
    Der Logarithmus des Gravitationsunterschieds beträgt 8,95 − 2,99 = 5,96
    Daraus folgt:  
  9. ↑ Gemäß dem Wienschen Verschiebungsgesetz liegt die Spitze der Strahlungsemission eines schwarzen Körpers von dieser Temperatur bei einer Wellenlänge von
     
    und läge somit deutlich im ultravioletten Teil des elektromagnetischen Spektrums.

Einzelnachweise

  1. ↑ a b c d e f g V* IK Peg -- Spectroscopic binary. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 29. Januar 2010 (englisch, SIMBAD Datenbankabfrage für HD 204188. Einige Angaben sind mittels der Funktion „Display all measurements“ dieser Webseite abzufragen.).
  2. ↑ a b D. W. Kurtz: Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars. In: Astrophysical Journal. Band 221, 1978, S. 869–880, doi:10.1086/156090 (1978ApJ...221..869K [abgerufen am 29. Januar 2010]).
  3. ↑ a b c d e f M. A. Barstow, J. B. Holberg, D. Koester,: Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 270, Nr. 3, 1994, S. 516 (online [abgerufen am 29. Januar 2010]).
  4. ↑ Roger John Tayler: The Stars: Their Structure and Evolution. Hrsg.: Cambridge University Press. 1994, ISBN 0-521-45885-4, S. 16.
  5. ↑ a b c d e f g D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd: Pulsational Activity on Ik-Pegasi. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 267, Nr. 4, 1994, S. 1045–1052 (online [abgerufen am 29. Januar 2010]).
  6. ↑ a b c d e W. Landsman; T. Simon.; P. Bergeron: The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 105, Nr. 690, 1999, ISSN 0004-6280, S. 841–847, doi:10.1086/133242 (1993PASP..105..841L [abgerufen am 29. Januar 2010]).
  7. ↑ Hans Krimm: Luminosity, Radius and Temperature. Hampden-Sydney College, 19. August 1997, abgerufen am 29. Januar 2010 (englisch).
  8. ↑ a b c B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen: The chemical composition of IK Pegasi. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 278, Nr. 3, 1996, S. 688–696 (online [abgerufen am 29. Januar 2010]).
  9. ↑ a b S. Vennes, D. J. Christian, J. R. Thorstensen,: Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions. In: The Astrophysical Journal. Band 502, Nr. 2, 1998, S. 763–787, doi:10.1086/305926.
  10. ↑ John Vallerga: The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field. In: Astrophysical Journal. Band 497, 1998, S. 77–115, doi:10.1086/305496.
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