Visualizza wikitesto di IK Pegasi

{{Corpo celeste
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|massa_sole = {{val|1,65}}<ref name="mnras267" />{{val|1,15|p=/}}<ref name="pasp105">{{cita pubblicazione | autore= W. Landsman, T. Simon, P. Bergeron | titolo= The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638 | rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific | anno= 1999 | volume=105 | numero= 690 | pp=841–847 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..841L |accesso=4 febbraio 2007 | doi=10.1086/133242 }}</ref>
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[[Nomenclatura delle stelle variabili|V*&nbsp;IK&nbsp;Peg]], [[Catalogo HR|HR&nbsp;8210]], [[Bonner Durchmusterung|BD&nbsp;+18°4794]], [[Catalogo Henry Draper|HD&nbsp;204188]], [[Catalogo SAO|SAO&nbsp;107138]], [[catalogo Hipparcos|HIP&nbsp;105860]].<ref name="simbad" />
; B 
WD&nbsp;2124+191, EUVE&nbsp;J2126+193.<ref name="apj502"/><ref>{{cita pubblicazione | autore = John Vallerga | titolo=The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field | rivista= Astrophysical Journal | anno= 1998 | volume=497 | pp=77–115 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..921V |accesso=10 giugno 2007 | doi=10.1086/305496 }}</ref>
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}}

'''IK Pegasi''' ([[nomenclatura delle stelle variabili|IK Peg]], noto anche come [[catalogo HR|HR 8210]]) è un [[sistema stellare]] [[stella binaria|binario]] situato nella [[Pegaso (costellazione)|costellazione di Pegaso]]. Distante circa {{M|150|u=[[anno luce|anni luce]]}} dal [[sistema solare]], possiede una [[magnitudine apparente]] pari a circa 6, al limite estremo della visibilità ad [[occhio nudo]].

La componente principale del sistema, '''IK Pegasi A''', è una [[stella di classe A V|stella bianca]] di [[sequenza principale]] ([[classificazione stellare|classe spettrale]] A8 Vm), [[stella variabile|variabile]] del [[variabile Delta Scuti|tipo &delta; Scuti]];<ref name="mnras267">{{cita pubblicazione | autore= D. Wonnacott|coautori= B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd | titolo=Pulsational Activity on Ik-Pegasi | rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno= 1994 | volume=267 | numero= 4 | pp=1045–1052 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.267.1045W |accesso=14 aprile 2007 }}</ref> la sua compagna, '''IK Pegasi B''', è una massiccia [[nana bianca]] di classe DA. Le due componenti orbitano attorno al [[centro di massa]] del sistema ogni {{M|21,72|u=giorni}},<ref name="apj502">{{cita pubblicazione | autore= S. Vennes | coautori= D. J. Christian, J. R. Thorstensen | titolo= Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions | rivista= The [[Astrophysical Journal]] | anno= 1998 | volume= 502 | numero= 2 | pp= 763–787 | url= http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/305926 | accesso= 16 settembre 2008 | doi= 10.1086/305926 | urlmorto= sì }}</ref> con una separazione media di {{Converti|0,21|au|km|abbr=off|lk=on|sigfig=2}}.<ref name="barstow">{{cita conferenza | autore=M. R. Burleigh| coautori= M. A. Barstow, H. E. Bond, J. B. Holberg | editore= J. L. Provencal, H. L. Shipman, J. MacDonald, S. Goodchild | titolo = Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope | conferenza = Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs | pagine = 222 | organizzazione = Astronomy Society of the Pacific | data = 28 luglio-1 agosto 2001 | città = San Francisco | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ASPC..226..222B | accesso=27 febbraio 2007 | isbn= 1-58381-058-7 }}</ref>

Alcuni [[astrofisico|astrofisici]]<ref name="mnras262">{{cita pubblicazione | autore= D. Wonnacott, B. J. Kellett, D. J. Stickland | titolo= IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system | rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno= 1993 | volume=262 | numero= 2 | pp=277–284 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.262..277W |accesso=15 maggio 2007 }}</ref> ritengono che IK Pegasi B sia la stella a noi più vicina destinata ad esplodere in [[supernova]]: infatti la componente principale del sistema, quando inizierà ad evolversi in [[gigante rossa]] al termine della propria sequenza principale, si espanderà sino a colmare il [[lobo di Roche]] della compagna, permettendo il fenomeno del [[trasferimento di massa]] dalla principale alla nana bianca. Quando quest'ultima [[accrescimento (astronomia)|accumulerà]] una [[massa (fisica)|quantità di materia]] prossima al [[limite di Chandrasekhar]] (equivalente a 1,44&nbsp;[[massa solare|masse solari]]), la pressione degli [[elettrone degenerato|elettroni degeneri]], che mantiene stabile la [[stella degenere]], verrà meno, provocando o il [[collasso gravitazionale|collasso]] della nana in [[stella di neutroni]] oppure l'esplosione della stessa in una luminosissima [[supernova di tipo Ia]].<ref name="mnras262"/>

== Osservazione ==
=== Individuazione ===
[[File:Location of IK Pegasi.png|thumb|left|La posizione di IK Pegasi nella costellazione; la stella è situata nei pressi del confine con la costellazione del Cigno. La stella appena più brillante alla sua destra è 1 Pegasi.]]

Il sistema di IK Pegasi è visibile nell'[[emisfero boreale|emisfero celeste boreale]], al confine fra le costellazioni di Pegaso e del [[Cigno (costellazione)|Cigno]]; con una [[magnitudine apparente]] pari a 6,078<ref name="simbad" /> si trova al limite inferiore di luminosità per essere visibile ad [[occhio nudo]] (senza l'ausilio di strumentazioni) solamente in una notte molto buia, con un cielo terso e privo della [[Luna]]. Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale va da luglio a novembre in entrambi gli emisferi terrestri: avendo infatti una [[declinazione (astronomia)|declinazione]] di 19°N, la stella è visibile senza difficoltà da tutte le aree popolate della [[Terra]].<ref>Una [[declinazione (astronomia)|declinazione]] di 19°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 71°; il che equivale a dire che a nord del 71°N l'oggetto si presenta [[circumpolare]], mentre a sud del 71°S l'oggetto non sorge mai.</ref>

IK Pegasi si trova in un'area priva di stelle particolarmente appariscenti: l'unica stella più brillante nella zona è [[1 Pegasi]], una [[stella binaria|stella doppia]] [[gigante rossa|arancione]] di magnitudine 4,08. Un metodo non difficile per individuarla è quello di cercare a circa 11° a NNW della stella [[Enif]] (ε Peg), il "naso" di Pegaso; un altro metodo può essere quello di partire dalla vicina [[Delfino (costellazione)|costellazione del Delfino]] e cercare circa 9° gradi a ENE delle stelle più settentrionali della costellazione.<ref>Come si evince da {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | isbn=0-943396-14-X}}</ref>

=== Osservazione scientifica e parametri spaziali del sistema ===
La distanza del sistema di IK Pegasi dal [[sistema solare]] può essere determinata direttamente misurandone, grazie al metodo della [[parallasse]], i deboli spostamenti rispetto alle stelle di fondo causati dal [[moto di rivoluzione]] della [[Terra]] attorno al [[Sole]]. Tale spostamento è stato misurato con un'alta precisione dal [[satellite artificiale|satellite]] [[Hipparcos]], grazie al quale si è stimata una distanza di circa {{M|150|u=[[anno luce|anni luce]]}} (con un [[errore di misurazione|errore]] di 5 a.l.).<ref>{{cita pubblicazione | autore=M. A. C. Perryman| coautori= L. Lindegren, J. Kovalevsky, E. Hoeg, ''et al'' | titolo= The HIPPARCOS Catalogue | rivista= [[Astronomy and Astrophysics]] | anno= 1997 | volume=323 | pp=L49–L52 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997A&A...323L..49P |accesso=14 maggio 2007 }}</ref> Il satellite ha misurato anche il [[moto proprio]] del sistema, ovvero lo spostamento angolare del sistema lungo la [[sfera celeste]] a causa del suo reale moto spaziale, che ammonta a 80,23 [[milliarcosecondo|mas]] in [[ascensione retta]]<ref name="simbad" /> e 17,28 mas in declinazione.<ref name="simbad" />

La combinazione della distanza e del moto proprio del sistema può essere impiegata per stimare la velocità trasversale,<ref group="N">Il moto proprio del sistema è dato dalla [[relazione (matematica)|relazione]]:
:<math>\begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 77,63\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;mas/anno
dove <math>\begin{smallmatrix} \mu_\alpha \end{smallmatrix}</math> e <math>\begin{smallmatrix} \mu_\delta \end{smallmatrix}</math> sono, rispettivamente, le componenti del moto proprio in ascensione retta e declinazione. La velocità trasversale risultante è:
:<math>\begin{smallmatrix} V_t = \mu \cdot 4,74 d\,(\operatorname{pc}) = 16,9\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;km.
dove ''d'' (pc) è la distanza in [[parsec]].</ref> il cui valore è di 16,9&nbsp;[[chilometro al secondo|km/s]]. La terza componente, la [[velocità radiale]] rispetto al sistema solare, può essere ricavata mediante lo [[spostamento verso il rosso]] (o [[spostamento verso il blu|verso il blu]], a seconda che l'astro si stia allontanando o avvicinando) medio dello spettro stellare; il ''[[General Catalogue of Stellar Radial Velocities]]'' (Catalogo generale delle velocità radiali stellari) annota per il sistema una velocità radiale di -11,4&nbsp;km/s.<ref>{{cita libro | autore= Ralph Elmer Wilson | anno= 1953 | titolo= General catalogue of stellar radial velocities | editore= Carnegie Institution of Washington | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953QB901.W495.....}}</ref> La combinazione di questi due moti dà come risultante la velocità spaziale del sistema rispetto al Sole, stimata in 20,4&nbsp;km/s.<ref group="N">In base al [[teorema di Pitagora]], la velocità ''V'' si ottiene tramite la formula:
:<math>\begin{smallmatrix} V = \sqrt{{V_r}^2 + {V_t}^2} = \sqrt{11,4^2 + 16,9^2} = 20,4\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;km/s
dove <math>\begin{smallmatrix} V_r \end{smallmatrix}</math> è la velocità radiale e <math>\begin{smallmatrix} V_t \end{smallmatrix}</math> la velocità trasversale.</ref>

Le due componenti del sistema distano in media l'una dall'altra appena 0,21 [[Unità astronomica|UA]]: una distanza inferiore al [[perielio]] di [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]].<ref name="barstow"/> Si ritiene che l'[[inclinazione orbitale|inclinazione]] del [[piano orbitale]] del sistema sia di circa 90° rispetto al nostro pianeta; se così fosse, sarebbe possibile osservare delle reciproche [[eclissi]] tra le due componenti.<ref name="pasp105" /> L'[[eccentricità orbitale]] del sistema è quasi nulla, il che fa sì che l'[[orbita]] sia quasi perfettamente circolare.<ref name="mnras262" /> La velocità di ampiezza, che è la velocità massima assumibile dalla componente primaria lungo la linea di vista del [[sistema solare]], è stata misurata in 41,5&nbsp;km/s.<ref>{{cita pubblicazione | autore= W. E. Harper | titolo= The orbits of A Persei and HR 8210 | rivista= Publications of the Dominion Astrophysical Observatory | anno=1927 | volume=4 | pp=161–169 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PDAO....4..161H |accesso=14 maggio 2007}}</ref>

== Storia delle osservazioni ==
La stella fu catalogata per la prima volta nel [[1862]], quando assunse la sigla BD&nbsp;+18°4794B del [[catalogo stellare|catalogo]] ''[[Bonner Durchmusterung]]''; nel [[1908]] fu inclusa anche nell'''[[catalogo HR|Harvard Revised Catalogue]]'' di [[Edward Charles Pickering]] con l'identificativo HR 8210.<ref>{{cita pubblicazione| autore = E. C. Pickering | titolo= Revised Harvard photometry : a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4 inches (100 mm) meridian photometers | rivista= Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College | anno= 1908 | volume=50 | pagine= 182 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1908AnHar..50....1P | dataaccesso=14 maggio 2007 }}</ref> La scoperta della [[stella variabile|variabilità]] della stella è all'origine della [[nomenclatura stellare|designazione]] "IK Pegasi", la quale segue le norme imposte dalla [[nomenclatura delle stelle variabili]] introdotta da [[Friedrich Wilhelm August Argelander|Friedrich W. A. Argelander]].

Un primo, attento esame delle caratteristiche [[spettro atomico|spettrali]] della stella mostrò un particolare spostamento (''shift'') delle [[linea spettrale|linee d'assorbimento]], tipico dei [[stella binaria|sistemi binari]]; tale spostamento è dovuto al [[moto di rivoluzione|moto orbitale]] del sistema attorno al comune [[centro di massa]], che provoca lo shift per [[effetto Doppler]] delle [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] delle linee spettrali. La misurazione di tale spostamento consente agli [[astronomo|astronomi]] di determinare la [[velocità orbitale]] relativa di almeno una delle componenti del sistema rispetto al loro baricentro.<ref>{{cita web | url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html | titolo=Spectroscopic Binaries | editore =University of Tennessee | accesso=9 giugno 2007}}</ref> Nel [[1927]] l'astronomo [[canada|canadese]] [[William Edmund Harper|William E. Harper]] si servì di questa tecnica per misurare il periodo di questa [[binaria spettroscopica]], che risultò essere di 21,724&nbsp;giorni, il che gli consentì di stimare la distanza delle componenti e l'[[eccentricità orbitale]], pari a 0,027;<ref name="mnras262" /> recenti misurazioni, condotte tramite il [[telescopio spaziale]] ''[[Extreme Ultraviolet Explorer]]'', hanno restituito un valore più accurato del periodo orbitale, corrispondente a {{M|21,72168|0,00009|u=giorni}}.<ref name="apj502"/>

Gli astronomi hanno tentato più volte, ma senza successo, di risolvere otticamente le due componenti del sistema; un tentativo, condotto nel [[2001]] tramite il [[Telescopio spaziale Hubble]], non è andato a buon fine a causa dell'eccessiva vicinanza tra le due stelle.<ref name="barstow"/>

== Il sistema stellare ==
=== IK Pegasi A ===
IK Pegasi A (IK Peg A) è una [[stella di classe A V|stella bianca]] che [[fusione nucleare|fonde]] nel proprio [[nucleo solare|nucleo]] l'[[idrogeno]] in [[elio]]; si trova dunque lungo la [[sequenza principale]] del [[diagramma Hertzsprung-Russell]] (H-R), che raccoglie tutte le stelle, tra cui anche il Sole, che bruciano l'idrogeno nel loro nucleo e si trovano in una fase abbastanza stabile della propria esistenza. Tuttavia la stella si trova a ridosso di quella che gli [[astrofisico|astrofisici]] definiscono come [[striscia di instabilità]], una stretta fascia verticale che include le stelle soggette a delle [[variabile pulsante|pulsazioni]] più o meno regolari che si riflettono in periodiche variazioni della [[luminosità (fisica)|luminosità]]; pertanto IK Pegasi A è una [[stella variabile]].<ref name="araa33">{{cita pubblicazione| autore=A. Gautschy| autore2= H. Saio | titolo= Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1 | rivista= Annual Review of Astronomy and Astrophysics | anno= 1995 | volume=33 | pagine= 75–114 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33...75G | dataaccesso=14 maggio 2007 | doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 }}</ref>

[[File:Size IK Peg.svg|upright=1.5|thumb|Raffronto tra le dimensioni di IK Pegasi A (sinistra), B (in basso al centro) e del Sole (destra).]]

Le stelle, tra cui proprio IK Peg A, poste all'intersezione tra la striscia di instabilità e la sequenza principale sono le [[variabile Delta Scuti|variabili {{ST|Delta|Sct}}]], dal nome del prototipo di questa classe, {{STL|Delta|Sct}}. Appartenenti alle [[classificazione stellare|classi spettrali]] comprese tra A2 e F8 e le [[classificazione stellare#La classificazione spettrale di Yerkes|classi di luminosità]] IV ([[stella subgigante|subgiganti]]) e V (stelle di sequenza principale), le variabili {{ST|Delta|Sct}} sono caratterizzate da una [[metallicità]] simile a quella del Sole e di altre stelle di [[popolazioni stellari|popolazione I]] e possiedono una [[massa (fisica)|massa]] compresa tra 1,5 e 2,5&nbsp;[[massa solare|masse solari]].<ref>{{cita web | autore = Mattew Templeton | anno = 2004 | url = http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml | titolo = Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables | editore = AAVSO | accesso = 23 gennaio 2007 | urlmorto = sì | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20061026110020/http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml | dataarchivio = 26 ottobre 2006 }}</ref>

Le pulsazioni sono dovute a un processo che prende il nome di "meccanismo κ": una parte dell'[[atmosfera stellare|atmosfera esterna]] dell'astro diviene [[Assorbanza|otticamente sottile]] a causa della parziale [[ionizzazione]] di alcuni elementi; quando tali [[atomo|atomi]] perdono un [[elettrone]], la probabilità che essi assorbano energia aumenta, il che determina un aumento della temperatura con una conseguente espansione dell'atmosfera. Successivamente, l'atmosfera espansa diviene meno ionizzata e perde energia, raffreddandosi e dunque contraendosi, nel rispetto della [[prima legge di Gay-Lussac]]. Il risultato di questo ciclo è la periodica pulsazione dell'atmosfera della stella e una conseguente variazione della propria luminosità.<ref name="araa33" /> Le variabili {{ST|Delta|Sct}} compiono una pulsazione in un lasso di tempo compreso tra 0,025 e 0,25&nbsp;giorni; il tasso di pulsazioni di IK Pegasi A è stato misurato in 22,9 cicli al giorno, il che significa che compie una pulsazione ogni 0,044 giorni.<ref name="mnras267" />

La metallicità (ovvero l'abbondanza di [[elementi chimici|elementi]] più pesanti dell'elio) di IK Peg A è [M/H]&nbsp;=&nbsp;+0,07&nbsp;±&nbsp;0,20; tale notazione è definita come il [[logaritmo]] della quantità di elementi pesanti (M) rispetto all'idrogeno (H), diminuita del logaritmo della metallicità del Sole: così, se la metallicità della stella presa in esame è uguale a quella solare, il risultato sarà pari a zero. Un valore logaritmico pari a 0,07 equivale a un tasso reale di metallicità di 1,17, il che significa che l'astro è più ricco di metalli rispetto alla nostra stella del 17%;<ref name="mnras267" /> il margine d'errore della misura rimane comunque relativamente alto.

Lo spettro di una stella di classe A come IK Peg A mostra una [[serie di Balmer]] (corrispondente alle linee di assorbimento dell'idrogeno) particolarmente marcata, assieme alle linee di assorbimento dei metalli ionizzati, tra cui spicca la serie K del [[Calcio (elemento chimico)|calcio]] (Ca&nbsp;II) alla [[lunghezza d'onda]] di 393,3&nbsp;[[nanometro|nm]].<ref>{{cita web | autore=Gene Smith | data= 16 aprile 1999 | url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html | titolo= Stellar Spectra | editore= University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences | accesso=19 maggio 2007 }}</ref> Nello specifico, lo spettro di IK Pegasi A è classificato marginalmente come Am, il che significa che mostra, oltre alle caratteristiche della classe spettrale A, un'anomala (seppur debole) presenza di linee d'assorbimento di alcuni [[isotopo|isotopi]] metallici (identificati dalla lettera "m").<ref name="apj221">{{cita pubblicazione | autore = D. W. Kurtz | titolo= Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars | rivista= [[Astrophysical Journal]] | anno= 1978 | volume=221 | pp=869–880 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...221..869K |accesso=14 maggio 2007 | doi=10.1086/156090 }}</ref> Le stelle che presentano simili caratteristiche sono spesso membri di sistemi binari stretti con una compagna di massa quasi identica alla primaria, proprio come nel caso di IK Pegasi.<ref>{{cita pubblicazione | autore= J. G. Mayer| coautori= J. Hakkila | titolo= Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors | rivista= Bulletin of the American Astronomical Society | anno= 1994 | volume=26 | p=868 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.0607M |accesso=14 maggio 2007}}</ref>

Le stelle di classe A sono più calde e massicce rispetto al Sole, ma la durata del loro [[evoluzione stellare|ciclo vitale]] è in proporzione più breve. Per una stella di massa simile a IK Peg A (1,65 [[massa solare|M<sub>☉</sub>]]) la durata della sequenza principale ammonta a circa 2–3&nbsp;×&nbsp;10<sup>9</sup>&nbsp;anni, che corrisponde a circa la metà dell'attuale età del Sole.<ref>{{cita web | anno = 2005 | url = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html | titolo = Stellar Lifetimes | editore = Georgia State University | accesso=26 febbraio 2007}}</ref>

In termini di massa, la stella [[Altair]], piuttosto giovane e di massa stimata in 1,7 M<sub>☉</sub>, è la più vicina al Sole a presentare le medesime caratteristiche di IK Peg A; prendendo però in considerazione il sistema nel suo complesso, la stella più vicina con le caratteristiche più simili a IK Peg è [[Sirio]], costituito da una primaria di classe A e da una nana bianca. Tuttavia, Sirio A è più massiccia di IK Pegasi A (2,15 M<sub>☉</sub>) e l'orbita della nana bianca [[Sirio B]] è molto più ampia di quella di IK Peg B, con un [[semiasse maggiore]] di circa 20&nbsp;[[Unità astronomica|U.A.]]

=== IK Pegasi B ===
Attorno alla componente A orbita IK Peg B, una densa [[nana bianca]]. Tale categoria comprende tutte le stelle di piccola massa che hanno raggiunto il termine della propria [[evoluzione stellare|evoluzione]] e non generano più energia tramite la [[fusione nucleare]]; tuttavia, le nane bianche [[irraggiamento|irradiano]] ancora una discreta quantità di energia, essenzialmente calore residuo delle altissime temperature della fusione nucleare, il quale si dissipa nello [[spazio (astronomia)|spazio]] gradualmente nel corso di decine di miliardi di anni.<ref>{{cita web | titolo = White Dwarfs & Planetary Nebulas | data= 29 agosto 2006 | url =http://chandra.harvard.edu/xray_sources/white_dwarfs.html | editore = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | accesso=9 giugno 2007 }}</ref>

==== Evoluzione ====
{{vedi anche|Evoluzione stellare}}
[[File:Mira 1997 UV.jpg|left|thumb|Un'immagine della stella AGB Mira, vista negli [[radiazione ultravioletta|ultravioletti]] dal [[Telescopio spaziale Hubble]] (''[[NASA]]-[[Agenzia Spaziale Europea|ESA]]'')]]

Tutte le stelle di massa media e medio-piccola (compresa tra 0,08 e 8 masse solari) si trasformano in nane bianche al termine della propria evoluzione, non appena esauriscono completamente il proprio combustibile nucleare.<ref>{{cita pubblicazione | autore= A. Heger| coautori= C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, D. H. Hartmann | titolo= §3, How Massive Single Stars End Their Life | rivista= Astrophysical Journal | anno= 2003 | volume=591 | numero=1 | pp=288–300 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H |accesso=14 agosto 2007 | doi=10.1086/375341 }}</ref> Tali stelle spendono buona parte della propria esistenza nella sequenza principale, la cui durata dipende fondamentalmente dalla massa dell'astro al momento della sua [[formazione stellare|formazione]]: quanto più è grande la massa, tanto più è breve la durata della sequenza principale.<ref>{{cita web | autore = Courtney Seligman | anno=2007 | url = http://cseligman.com/text/stars/mldiagram.htm | titolo =The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars |accesso=14 maggio 2007}}</ref> Le due componenti del sistema si sono [[formazione stellare|formate]] contemporaneamente dal collasso di una [[nube molecolare]] di gas e polveri;<ref>{{cita web | autore = Courtney Seligman | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | titolo = Slow Contraction of Protostellar Cloud | accesso = 5 settembre 2006 | urlmorto = sì | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | dataarchivio = 23 giugno 2008 }}</ref> di conseguenza, dato che ha concluso la propria evoluzione prima di IK Peg A, IK Peg B originariamente doveva possedere una massa decisamente superiore a quella della componente A. Gli astronomi ritengono che originariamente IK Peg B fosse una [[nana bianco-azzurra|stella di classe B]] di massa pari a circa 5-8 M<sub>☉</sub>.<ref name="mnras262" />

Non appena l'idrogeno contenuto nel nucleo della stella progenitrice di IK Pegasi B è stato completamente convertito in elio, la stella è uscita dalla sequenza principale;<ref name="evolution">{{cita web | data = 29 agosto 2006 | url =http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html | titolo =Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction | editore =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | accesso=10 agosto 2006}}</ref><ref name="evoluzione stellare">{{cita web | url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html | titolo = Stellar Evolution & Death | editore = NASA Observatorium | accesso = 8 giugno 2006 | urlmorto = sì | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html | dataarchivio = 10 febbraio 2008 }}</ref> la porzione più interna del nucleo si è contratta aumentando la temperatura del tanto necessario ad innescare la fusione dell'idrogeno nello strato contiguo al nucleo inerte, costituito interamente da elio.<ref name="evoluzione stellare"/> Per compensare l'aumento di temperatura, gli strati più esterni si sono espansi mentre l'astro, dopo esser passato per la fase instabile di [[stella subgigante|subgigante]], si avviava a diventare una [[stella gigante]] [[gigante rossa|rossa]]. Quando il nucleo raggiunse una temperatura e una densità tali da permettere l'ignizione della fusione dell'elio in [[carbonio]] e [[ossigeno]] tramite il [[processo tre alfa]], la stella si è leggermente contratta, diventando quella che gli astrofisici definiscono "stella del [[ramo orizzontale]]".<ref name="evolution"/> Quando l'elio è stato completamente convertito all'interno del nucleo, lo strato contiguo al nucleo, che in precedenza aveva fuso l'idrogeno in elio, ha iniziato a fondere quest'ultimo in carbonio, mentre all'esterno di esso un altro strato ha iniziato a convertire una parte dell'idrogeno restante in elio; la stella è così entrata nel [[ramo asintotico delle giganti]] (AGB, sigla dell'[[lingua inglese|inglese]] ''Asymptotic Giant Branch''). Se la massa della stella fosse stata sufficiente, col tempo si sarebbe innescata, nella parte centrale del nucleo, anche la [[processo di fusione del carbonio|fusione del carbonio]] in ossigeno, [[neon]] e [[magnesio]].<ref name="evolution"/><ref>{{cita web | autore= Michael Richmond | data = 5 ottobre 2006 | url =http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | titolo =Late stages of evolution for low-mass stars | editore = Rochester Institute of Technology | accesso=7 giugno 2007 }}</ref><ref>{{cita web | autore = David Darling | url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html | titolo= Carbon burning | editore= The Internet Encyclopedia of Sciencs | accesso=15 agosto 2007 }}</ref>

[[File:IK Pegasi animated.gif|thumb|Animazione di IK Pegasi B nella sua fase di gigante rossa mentre si evolve nella fase di nana bianca. (''[[European Southern Observatory|ESO]]'')]]

Gli strati più esterni di una gigante rossa o di una stella del ramo asintotico delle giganti possono arrivare ad estendersi per oltre cento volte il [[raggio solare|diametro del Sole]], arrivando ad avere [[raggio (astronomia)|raggi]] dell'ordine dei 10<sup>8</sup>&nbsp;[[chilometro|km]] (alcune unità astronomiche), come nel caso di [[Mira (stella)|Mira]] (ο [[Balena (costellazione)|Ceti]]), una stella AGB con un raggio di {{Converti|5e8|km|ua|abbr=in}}.<ref>{{cita web | autore= D. Savage| coautori= T. Jones, Ray Villard, M. Watzke | data = 6 agosto 1997 | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/ | titolo = Hubble Separates Stars in the Mira Binary System | editore = HubbleSite News Center | accesso=1º marzo 2007 }}</ref> Considerate queste dimensioni e data la vicinanza tra le due stelle, si ritiene che durante questa fase entrambe abbiano potuto condividere una comune atmosfera (come rappresentato nell'animazione a lato); di conseguenza, IK Pegasi A potrebbe aver ricevuto in questa fase da B la quantità di elementi pesanti ben visibile attualmente nelle sue linee spettrali.<ref name="pasp105" />

Tuttavia, poiché la fase di stella del ramo asintotico è piuttosto instabile, l'astro andò incontro a dei fenomeni di variabilità, che si manifestarono sotto forma di [[variabile pulsante|pulsazioni]] ad intervallo [[variabile irregolare|irregolare]]. Quando nel nucleo cessò completamente la fusione del combustibile nucleare, si generarono delle violente pulsazioni termiche all'interno dell'astro che causarono l'espulsione dei suoi strati più esterni,<ref>{{cita pubblicazione | autore= H. Oberhummer| coautori= A. Csótó, H. Schlattl | titolo= Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe | rivista=Science | anno= 2000 | volume=289 | numero= 5476 | pp=88–90 | url= https://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5476/88 |accesso=7 giugno 2007 | doi=10.1126/science.289.5476.88| pmid=10884230 }}</ref> i quali andarono a costituire una [[nebulosa|nebulosità]] in espansione ([[nebulosa planetaria]]), al cui centro è rimasto il nucleo inerte di carbonio e ossigeno, circondato da un piccolo strato di idrogeno ed elio in fusione, che è andato a costituire la nana bianca.<ref name="apjs76">{{cita pubblicazione | autore= Icko Iben Jr. | titolo= Single and binary star evolution  | rivista= Astrophysical Journal Supplement Series | anno= 1991 | volume=76 | pp=55–114| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I  |accesso=3 marzo 2007 | doi=10.1086/191565 }}</ref>

==== Caratteristiche, composizione e struttura ====
{{vedi anche|Nana bianca}}
[[File:WhiteDwarf mass-radius-it.png|left|upright=1.4|thumb|Grafico che mostra in via teorica il raggio che una nana bianca dovrebbe avere in base alla sua massa. La curva verde considera un [[gas di Fermi]] [[relatività ristretta|relativistico]], mentre la curva blu considera un gas non relativistico.]]

Si ritiene che l'interno di IK Pegasi B sia totalmente costituito da carbonio e ossigeno; in alternativa, qualora la stella originaria abbia avuto una massa tale da riuscire a fondere una parte del carbonio, la nana bianca potrebbe essere costituita da un nucleo di ossigeno e neon, circondato da un mantello ricco di carbonio e ossigeno.<ref>{{cita pubblicazione| autore = P. Gil-Pons| coautori= E. García-Berro | titolo= On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems | rivista= [[Astronomy and Astrophysics]] | anno= 2001 | volume=375 | pp=87–99 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001astro.ph..6224G |accesso=15 maggio 2007 | doi=10.1051/0004-6361:20010828 }}</ref><ref>{{cita pubblicazione | autore= S. E. Woosley | coautori= A. Heger | titolo= The Evolution and Explosion of Massive Stars | rivista= Reviews of Modern Physics | anno= 2002 | volume= 74 | numero= 4 | pp= 1015–1071 | url= http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf | formato= PDF | accesso= 30 maggio 2007 | doi= 10.1103/RevModPhys.74.1015 | urlmorto= sì | urlarchivio= https://web.archive.org/web/20070929091739/http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf | dataarchivio= 29 settembre 2007 }}</ref> In entrambi i casi, la porzione esterna di IK Peg B è ricoperta da una tenue atmosfera di idrogeno puro, che fa sì che la stella sia [[classificazione stellare|annoverata]] nella tipologia spettrale DA; per via del proprio [[peso atomico]] maggiore, l'elio viene a trovarsi al di sotto dello strato di idrogeno.<ref name="mnras270">{{cita pubblicazione | autore=M. A. Barstow, J. B. Holberg, D. Koester | titolo= Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi | rivista=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]| anno= 1994| volume=270 | numero=3 | p=516 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.270..516B |accesso=15 maggio 2007 }}</ref> La massa complessiva della stella è mantenuta in equilibrio contro il [[collasso gravitazionale]] dalla pressione degli [[elettrone degenerato|elettroni degeneri]], un effetto [[meccanica quantistica|quantistico]] che limita la quantità di [[materia (fisica)|materia]] che può essere contenuta in un determinato [[volume]].

Con una massa stimata in 1,15 M<sub>☉</sub>, IK Pegasi B è una delle nane bianche più massicce conosciute.<ref group="N">La popolazione delle nane bianche è maggiormente distribuita attorno alla massa media di 0,58 masse solari, sebbene una minima parte (circa il 2%) abbia una massa appena maggiore o uguale a quella del Sole. Cfr. {{cita pubblicazione | autore= J. B. Holberg| coautori= M. A. Barstow, F. C. Bruhweiler, A. M. Cruise, A. J. Penny | titolo= Sirius B: A New, More Accurate View | rivista= The Astrophysical Journal | anno= 1998 | volume=497 | numero= 2 | pp=935–942 | url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/305489 |accesso=15 maggio 2007 | doi=10.1086/305489 }}</ref> Sebbene la nana bianca non sia ancora stata osservata direttamente, il suo raggio può essere stimato mediante le relazioni teoriche che sussistono tra la massa e il raggio dell'oggetto:<ref group="N">Il raggio può essere così misurato:
:<math>\begin{smallmatrix} R_{\star} = 0,006 \cdot (6,96 \times 10^8)\,\mbox{m}\;\approx 4200\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;km.</ref><ref>{{cita web | url = http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition | titolo =Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition | editore =ScienceBits | accesso=15 maggio 2007 }}</ref> il raggio della stella sarebbe pari al 0,6% del [[raggio solare]],<ref name="mnras270" /> anche se altre fonti suggeriscono un valore pari allo 0,72%, per cui non vi è unanimità su questo dato.<ref name="mnras267" /> Nonostante questa incertezza, il raggio dell'oggetto è comunque decisamente inferiore a quello della nostra stella; di conseguenza, IK Peg B contiene una massa maggiore di quella del Sole in un volume quasi identico a quello della [[Terra]], il che dà un'indicazione dell'estrema [[densità]] di questo oggetto.<ref name="mnras270" /><ref name="mnras267" />

La natura compatta della nana bianca è all'origine anche di un'intensa [[accelerazione di gravità|gravità superficiale]]. Gli astrofisici denotano questo valore come il [[logaritmo]] decimale della [[forza di gravità]] nelle [[unità di misura|unità]] del [[sistema CGS]] (log ''g''). Per IK Pegasi B, il logaritmo di ''g'' vale 8,95;<ref name="mnras270" /> per raffronto, il logaritmo di ''g'' della Terra è di 2,99. Di conseguenza, la gravità superficiale della nana bianca è oltre 900&nbsp;000 volte quella del nostro pianeta.<ref group="N">L'accelerazione di gravità ''g'' sulla terra è pari a 9,780 [[metro al secondo|m/s]]<sup>2</sup> (978,0&nbsp;cm/s<sup>2</sup> nel sistema CGS). Quindi:
:<math>\begin{smallmatrix} \log\ \operatorname{g}=\log\ 978,0 = 2,99 \end{smallmatrix}</math>
Il logaritmo dei rapporti delle forze di gravità è pari a 8,95 − 2,99 = 5,96. Di conseguenza:
:<math>\begin{smallmatrix} 10^{5,96} \approx 912000 \end{smallmatrix}</math></ref>

La temperatura superficiale di IK Peg B è stimata in 35&nbsp;500 ± 1500 [[kelvin|K]],<ref name="pasp105" /> il che la rende un'intensa sorgente di [[radiazione ultravioletta]].<ref name="mnras270" /><ref group="N">In base alla [[legge di Wien]], il picco di emissione di un [[corpo nero]] a tale temperatura sarebbe alle [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] di:
:<math>\begin{smallmatrix} \lambda_b = (2,898 \times 10^6 \operatorname{nm\ K})/(35500\ \operatorname{K}) \approx 82\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;nm
che si trova nella porzione dell'ultravioletto lontano dello [[spettro elettromagnetico]].</ref> In normali condizioni, la nana bianca continuerà a raffreddarsi, in funzione degli scambi termici con l'ambiente esterno (nel rispetto del [[secondo principio della termodinamica]]), per diversi miliardi di anni, mentre il raggio dell'astro rimarrà pressoché invariato.<ref>{{cita web | autore =James N. Imamura | data =24 febbraio 1995 | url =http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html | titolo =Cooling of White Dwarfs | editore =University of Oregon | accesso =19 maggio 2007 | urlmorto =sì | urlarchivio =https://web.archive.org/web/20061215101415/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html | dataarchivio =15 dicembre 2006 }}</ref>

== Evoluzione futura del sistema ==
[[File:Supernova Companion Star.jpg|thumb|upright=1.3|Rappresentazione artistica del [[trasferimento di massa]] da una gigante rossa a una nana bianca, circondata da un [[disco di accrescimento]].]]

In una pubblicazione del [[1993]], David Wonnacott, Barry J. Kellett e David J. Stickland identificarono il sistema come un possibile candidato a divenire una [[variabile cataclismica]] o addirittura una [[supernova]];<ref name="mnras262" /> la sua distanza relativamente breve lo rende quindi la candidata supernova più vicina al nostro pianeta. Tuttavia si ritiene che nel corso del tempo che sarà necessario perché maturino le condizioni favorevoli all'esplosione stellare il sistema avrà compiuto un moto in allontanamento rispetto al sistema solare. Infatti, data la sua velocità spaziale di 20,4&nbsp;km/s, la stella si allontana di un anno luce ogni 14&nbsp;700 anni e tra 5 milioni di anni l'astro disterà dal sistema solare oltre 500 anni luce.<ref name="apj585">{{cita pubblicazione | autore= N. Gehrels| coautori= C. M. Laird, C. H. Jackman, J. K. Cannizzo, B. J. Mattson, W. Chen | titolo = Ozone Depletion from Nearby Supernovae | rivista=The Astrophysical Journal | anno= 2003 | volume=585 | numero= 2 | pp=1169–1176 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...585.1169G |accesso=7 giugno 2007 | doi=10.1086/346127 }}</ref> Pertanto la possibilità, peraltro già molto bassa, di causare danni alla [[vita]] sulla Terra si ridurrà ulteriormente: infatti, si calcola che una supernova dovrebbe distare non più di 26 a.l. dalla Terra per distruggere effettivamente lo [[ozonosfera|strato]] di [[ozono]], con gravi ripercussioni sulla [[biosfera]] del pianeta.<ref name="apj585"/>

La stella primaria, IK Peg A, non sembra destinata ad evolversi nella fase di gigante rossa nell'immediato futuro; tuttavia, quando questo accadrà, la stella crescerà di dimensioni e i suoi strati più esterni si espanderanno sino a raggiungere dimensioni tali da colmare il [[lobo di Roche]] della propria compagna, provocando anche un lieve e graduale restringimento dell'[[orbita]].<ref name="postnov">{{cita web | autore = K. A. Postnov, L. R. Yungelson | anno = 2006 | url = http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html | titolo = The Evolution of Compact Binary Star Systems | editore = Living Reviews in Relativity | accesso = 16 maggio 2007 | urlmorto = sì | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20070926235508/http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html | dataarchivio = 26 settembre 2007 }}</ref> A questo punto si metterà in moto un meccanismo noto come [[trasferimento di massa]]: il gas delle parti più esterne della gigante rossa, composto prevalentemente da idrogeno ed elio, verrà attratto dalla nana bianca, andando a costituire un [[disco di accrescimento]] le cui parti più interne precipiteranno sulla superficie della [[stella compatta]].<ref name="postnov"/>

Sulla superficie della nana bianca, il gas sottratto alla compagna subirà un aumento di temperatura e pressione. A un certo punto il gas accumulato potrà raggiungere le condizioni necessarie perché abbia luogo la fusione dell'idrogeno; in questo caso, mancando qualsiasi elemento moderatore poiché la fusione avviene sulla superficie della stella, l'aumento di temperatura la faciliterà causando un ulteriore incremento termico ed innescando un [[reazione incontrollata|processo incontrollato]] e catastrofico, che espellerà nello spazio una porzione del gas accumulato in superficie. Il risultato è l'esplosione di una [[nova]], a causa della quale la luminosità della nana bianca incrementa improvvisamente di alcune [[magnitudine apparente|magnitudini]], per un periodo compreso tra diversi giorni e alcuni mesi.<ref>{{cita web | autore =K. Malatesta, K. Davis | mese =maggio | anno =2001 | url =http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml | titolo =Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae | editore =AAVSO | accesso =20 maggio 2007 | urlmorto =sì | urlarchivio =https://web.archive.org/web/20070519171223/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml | dataarchivio =19 maggio 2007 }}</ref> Un esempio di sistema stellare che presenta simili caratteristiche è [[RS Ophiuchi]], una [[nova ricorrente]] che ha subito esplosioni registrate in almeno sei occasioni.<ref name="vsom0501">{{cita web | autore = Kerri Malatesta | mese = maggio | anno = 2000 | url = http://www.aavso.org/vstar/vsots/0500.shtml | titolo = Variable Star Of The Month—May, 2000: RS Ophiuchi | editore = AAVSO | accesso = 15 maggio 2007 | urlmorto = sì | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20070405021933/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0500.shtml | dataarchivio = 5 aprile 2007 }}</ref><ref>{{cita news | autore= Susan Hendrix | titolo= Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova | editore= NASA | giorno=20| mese= 07 |anno= 2007 | url=https://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/rxte_supernova.html | accesso=25 maggio 2007 }}</ref> È possibile che IK Pegasi B segua un destino simile.<ref name="vsom0501" />

[[File:Tycho-supernova-xray.jpg|thumb|left|upright=1.2|Immagine nei [[raggi X]] del [[resto di supernova|resto]] della [[SN 1572|Supernova 1572]] (la ''Nova di Tycho''), una supernova di tipo Ia osservata nel [[1572]] dall'astronomo danese [[Tycho Brahe]].<ref>{{cita web |editore=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |sito=Chandra X-ray Observatory  |data=20 febbraio 2009 |titolo=Tycho's Supernova Remnant:Tycho's Remnant Provides Shocking Evidence for Cosmic Rays |url=http://chandra.harvard.edu/photo/2005/tycho/ |accesso=14 gennaio 2014}}</ref> (credit: ASA/CXC/Rutgers/J. Warren, J.Hughes ''et al.'')]]

In seguito al primo episodio esplosivo il trasferimento di materia potrebbe interrompersi ed IK Pegasi B trovarsi con una massa persino inferiore a quella posseduta prima che iniziasse il trasferimento di massa. In alternativa, se sussisteranno le condizioni adatte, nelle esplosioni periodiche solo una piccola parte del gas accumulato sarà espulsa e la nana bianca continuerà ad ogni ciclo ad incrementare lievemente la propria massa. Pertanto, anche se divenisse una nova ricorrente, IK Peg B potrebbe continuare ad accumulare materia in un inviluppo in costante crescita.<ref>{{cita pubblicazione| autore= N. Langer| coautori=  A. Deutschmann, S. Wellstein, P. Höflich | titolo= The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae | rivista= Astronomy and Astrophysics | anno= 2000 | volume=362 | pp=1046–1064 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..8444L |accesso=20 maggio 2007}}</ref>

Un modello alternativo che consentirebbe alla nana bianca di accumulare massa con costanza senza esplodere come nova prende il nome di binaria stretta [[sorgente di raggi X supermolli]]: il tasso di trasferimento di massa dalla gigante alla nana sarebbe tale da mantenere costante un principio di fusione sulla superficie dell'oggetto compatto, che fa sì che l'idrogeno in caduta sull'oggetto venga subito convertito in elio. Fanno parte di questa categoria di oggetti le nane bianche più massicce caratterizzate da altissime temperature superficiali (comprese tra 0,5&nbsp;×&nbsp;10<sup>6</sup> e 1&nbsp;×&nbsp;10<sup>6</sup>&nbsp;K<ref>{{cita conferenza | autore= N. Langer, S.-C. Yoon, S. Wellstein, S. Scheithauer | editore = B. T. Gänsicke, K. Beuermann, K. Rein | titolo =On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf | conferenza =The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings | pagine =252 | organizzazione = [[Astronomical Society of the Pacific]] | anno= 2002 | città =San Francisco, California | url =http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ASPC..261..252L | accesso=25 maggio 2007 }}</ref>).<ref>{{cita conferenza | autore= Rosanne Di Stefano | editore= J. Greiner | titolo= Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae | conferenza= Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources | organizzazione= Springer-Verlag | data= 28 febbraio–1º marzo 1996 | città= Garching, Germania | url= http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199 | formato= PDF | accesso= 19 maggio 2007 | isbn= 3-540-61390-0 | urlmorto= sì | urlarchivio= https://web.archive.org/web/20071023075217/http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199 | dataarchivio= 23 ottobre 2007 }}</ref>

Non appena si approssimerà al [[limite di Chandrasekhar]] (1,44&nbsp;M<sub>☉</sub>), la pressione degli elettroni degeneri verrà sopraffatta dalla [[forza di gravità]], mentre la nana bianca andrà incontro ad un [[collasso gravitazionale]]. Se il nucleo della nana è costituito essenzialmente da ossigeno, neon e magnesio, il risultato del collasso sarà la formazione di una [[stella di neutroni]]; in tal caso, solo una minima frazione della massa della stella verrà espulsa nell'esplosione conseguente al collasso.<ref>{{cita web | autore=C. L. Fryer, K. C. B. New | data =24 gennaio 2006 | url =http://www.livingreviews.org/Articles/Volume6/2003-2new | titolo =2.1 Collapse scenario | editore= Gravitational Waves from Gravitational Collapse, Max-Planck-Gesellschaft | accesso=7 giugno 2007}}</ref> Se invece il nucleo è formato da carbonio e ossigeno, l'incremento di temperatura e pressione dovuto all'aumento di massa innescherà la fusione del carbonio poco prima che la nana arrivi al limite di Chandrasekhar. Il drammatico risultato è una serie di reazioni incontrollate, che prende il nome di [[detonazione del carbonio]]; tali reazioni arrivano ad interessare una sostanziale frazione della stella in un tempo relativamente breve, provocandone la catastrofica esplosione in [[supernova di tipo Ia]].<ref>{{cita web | data = 29 agosto 2006 | url =http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index8.html | titolo =Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction | editore =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | accesso=10 agosto 2006 }}</ref>

A seguito dell'esplosione, ciò che rimarrà della stella donatrice (IK Peg A) arriverà ad avere una velocità spaziale di 100–200&nbsp;km/s,<ref>{{cita pubblicazione| autore = Brad M. S. Hansen | titolo= Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs | rivista= The Astrophysical Journal | anno= 2003 | volume=582 | numero= 2 | pagine= 915–918 | url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2002astro.ph..6152H | dataaccesso=4 febbraio 2007 | doi=10.1086/344782 }}</ref> che la porrebbe fra le [[stella iperveloce|stelle più veloci]] della [[Via Lattea]]; da qui in poi IK Peg A concluderà la propria evoluzione come le altre stelle di piccola massa, espellendo alla fine i propri strati esterni e trasformandosi essa stessa in nana bianca.<ref>{{cita pubblicazione| autore= E. Marietta, A. Burrows, B. Fryxell | titolo= Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences | rivista= The Astrophysical Journal Supplement Series | anno= 2000 | volume=128 | pp=615–650 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K |accesso=4 febbraio 2007 | doi=10.1086/313392 }}</ref> L'esplosione della supernova creerà un [[resto di supernova|resto]] di materia in espansione che arriverà alla fine a fondersi col [[mezzo interstellare]] circostante.<ref>{{cita web | data = 7 settembre 2006 | url = http://agile.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | titolo = Introduction to Supernova Remnants | editore = NASA/Goddard | accesso = 20 maggio 2007 | dataarchivio = 11 marzo 2007 | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20070311020249/http://agile.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | urlmorto = sì }}</ref>

== Note ==
;Note al testo
<references group="N"/>
;Fonti
<references/>

== Bibliografia ==
=== Titoli generici ===
* {{cita libro | nome=George|cognome= Forbes | titolo=History of Astronomy (Free e-book from Project Gutenberg)| editore=Watts & Co. | città= Londra | anno=1909| url=https://www.gutenberg.org/etext/8172 | lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= Shipman| nome= H. L. | titolo= L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia| editore= Zanichelli| città= Bologna | anno= 1984| isbn= 88-08-03170-5}}
* {{cita libro | cognome= Reeves| nome= H. | titolo= L'evoluzione cosmica| editore= Rizzoli–BUR| città= Milano | anno= 2000| isbn= 88-17-25907-1}}
* {{cita libro | nome = John | cognome = Gribbin| coautori=Mary Gribbin | anno=2001 | titolo=Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection | url = https://archive.org/details/stardustsupernov0000john | editore=Yale University Press | isbn=0-300-09097-8| lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| isbn= 88-11-50517-8}}
* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. | coautori= et al| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano | anno= 2006| isbn= 88-365-3679-4}}

=== Titoli specifici ===
==== Sulle stelle ====
* {{cita libro | autore= [[Subrahmanyan Chandrasekhar|S. Chandrasekhar]] | titolo= An Introduction to the Study of Stellar Structure | anno=1939 | editore= Dover | città= New York | isbn= 0-486-60413-6 }}
* {{cita libro | autore= S. Chandrasekhar | titolo=Principles of Stellar Dynamics | anno=2005 (1ª ed. 1942) | editore= Dover | città= New York | isbn=0-486-44273-X }}
* {{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | url= https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | editore= Princeton University Press | anno=1958 | isbn=0-691-08044-5 | lingua=en }}
* {{cita libro | nome=Robert G. | cognome=Aitken | titolo=The Binary Stars | editore=Dover Publications Inc. | città=New York | anno=1964 | lingua=en }}
* {{cita libro | nome=Victor G. | cognome=Szebehely | coautori=Richard B. Curran| anno=1985 | titolo=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies | url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato | editore=Springer | isbn=90-277-2046-0 | lingua=en }}
* {{cita libro | cognome= Lada| nome= C. J. | coautori= N. D. Kylafits| titolo= The Origin of Stars and Planetary Systems| editore= Kluwer Academic Publishers| città= | anno= 1999| isbn= 0-7923-5909-7| lingua= en}}
* {{cita libro | nome = Cliff | cognome = Pickover| anno =2001 |titolo=The Stars of Heaven | url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick | città= Oxford| editore=Oxford University Press | isbn=0-19-514874-6| lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= Bologna| anno= 2002| isbn= 88-491-1832-5}}
* {{cita libro | cognome= Lindstrom| nome= J. | titolo= Stelle, galassie e misteri cosmici| editore= Editoriale Scienza| città= Trieste | anno= 2006 | isbn= 88-7307-326-3}}
* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| città= | anno= 2007| isbn= 88-89150-32-7}}

==== Sulle nane bianche (in lingua inglese) ====
* {{cita libro|titolo=White Dwarfs|autore= E. Schatzman| città= Amsterdam| editore= North-Holland|anno= 1958}}
* {{cita libro|autore= Stuart L. Shapiro |coautori= Saul A. Teukolsky| titolo= Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects| città = New York| editore= Wiley| anno= 1983|isbn= 0-471-87317-9}}
* {{cita libro| autore= S. D. Kawaler|coautori= I. Novikov; G. Srinivasan|titolo= Stellar remnants | editore= Springer| città= Berlino| anno= 1997|isbn= 3-540-61520-2}}

=== Pubblicazioni scientifiche (in lingua inglese) ===
* {{cita pubblicazione | autore= D. Wonnacott, B. J. Kellett, D. J. Stickland | titolo= IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system | rivista= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | anno= 1993 | volume=262 | numero= 2 | pp=277–284 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.262..277W |accesso=15 maggio 2007 }}
* {{cita pubblicazione | autore= D. Wonnacott| coautori= B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd | titolo=Pulsational Activity on Ik-Pegasi | rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno= 1994 | volume=267 | numero= 4 | pp=1045–1052 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.267.1045W |accesso=14 aprile 2007 }}
* {{cita pubblicazione | autore=M. Barstow| coautori= J. B. Holberg, D. Koester | titolo= Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi | rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno= 1994 | volume=270 | numero= 3 | p=516 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.270..516B |accesso=15 maggio 2007 }}
* {{cita pubblicazione | autore=B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen | titolo= The chemical composition of IK Pegasi | rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno= 1996 | volume=278 | numero=3 | pp=688–696 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.278..688S }}

=== Carte celesti ===
* {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | isbn=0-943396-14-X}}
* {{cita libro | cognome= Tirion, Sinnott| titolo=Sky Atlas 2000.0 | ed=2 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 1998| isbn=0-933346-90-5}}
* {{cita libro | cognome= Tirion| titolo=The Cambridge Star Atlas 2000.0 | url= https://archive.org/details/cambridgestaratl00wilt| ed=3 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 2001| isbn=0-521-80084-6}}

== Voci correlate ==
* [[Binaria spettroscopica]]
* [[Sirio]]
* [[Sirio B]]
* [[Supernova di tipo Ia]]
* [[Variabile Delta Scuti]]
*[[Supernova vicina alla Terra]]

== Altri progetti ==
{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==
* {{cita web |autore= Svetlana Yordanova Tzekova |anno= 2004 |url= https://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-310/#2.%20The%20main%20star%20-%20IK%20Peg%20A |titolo= IK Pegasi (HR 8210) |editore= ESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere |accesso= 30 settembre 2007 |lingua= en |dataarchivio= 26 maggio 2012 |urlarchivio= https://www.webcitation.org/67wi0wRQg?url=https://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-310/#2.%20The%20main%20star%20-%20IK%20Peg%20A |urlmorto= sì }}
* {{cita web | url = http://www.alcyone.de/SIT/bsc/HR8210.html | titolo = IK Pegasi | editore = Alcyone | accesso=18 gennaio 2007 | lingua = en }}
* {{cita web | autore = Michael Richmond | data = 8 aprile 2005 | url = http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt | titolo = Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? | editore = The Amateur Sky Survey | accesso = 7 giugno 2007 | lingua = en | urlmorto = sì | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt | dataarchivio = 6 marzo 2007 }}
* {{cita web | autore=Ben Davies | anno= 2006 | url=http://ben.davies.net/supernovae2.htm | titolo= Supernova events | accesso=1º giugno 2007| lingua=en }}

{{portale|stelle}}
{{vetrina|24|dicembre|2008|Wikipedia:Vetrina/Segnalazioni/IK_Pegasi|arg=astronomia}}

[[Categoria:Stelle bianche di sequenza principale]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale DA]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale A]]
[[Categoria:Stelle binarie spettroscopiche]]
[[Categoria:Variabili Delta Scuti]]