飛馬座IK

title: 观测.
content: 波恩星表于1862年即录有该系统,编号为BD +18°4794B。之后该系统又被纪录在爱德华·皮克林1908年的亮星星表中,编号为HR 8210。今天所用的「飞马座IK」编号是根据弗里德里希·阿格兰德采用的变星命名法命名的。  飞马座IK的光谱中有着双星系统的吸收谱线特征。这种特征包括光谱线的变动,这种波长的变动是在双星交互接近和远离观测者时所产生的多普勒效应造成的。通过测量波长变动的程度,尽管不能在望远镜观测上分辨出两者,天文学家至少能够判断其中一颗星的公转速率。  1927年,加拿大天文学家威廉·哈珀(William Harper)利用这种方法测量了该双星系统的单个谱线的波动,并得出周期为21.724天。他最先估计的轨道离心率为0.027。(之后估算得出的数值几乎为零,也就是正圆形的轨道。)其速率的波幅为41.5 km/s,也就是主星沿着太阳系视线的最高速率。  飞马座IK系统与地球的距离能够通过在地球围绕太阳公转时,测量视差而得出。依巴谷卫星以高精度测量了其视差,并估计出150±5光年的距离。卫星同时测量了该系统的自行——飞马座IK在天球上实际移动的微小角度变化。  结合系统的距离和自行,能够用来计算飞马座IK的横向速度:16.9 km/s;而系统光谱的平均红移(或蓝移)度则可以用来计算径向速度。《星体径向速度总录》纪录该系统的径向速度为-11.4 km/s。径向、横向速度结合后,能够用于计算系统相对于太阳的空间速度:20.4 km/s。  哈勃太空望远镜曾经拍摄并尝试将系统的两颗星分辨出来,但是两者距离实在太相近而无法分辨。最近由位于太空的极紫外探测器进行的测量得出了更加准确的轨道周期:。系统的轨道倾角相对地球的视线几乎为90°(完全侧向),因此有可能能够观察到双星互相掩食。
title: 飞马座IK A.
content: 赫罗图是显示一群恒星的光度与色指数的图表。飞马座IK A目前是一颗主序星。主序星在赫罗图中是一群几乎分布在对角线上的恒星,以氢的核聚变反映产生能量。然而,飞马座IK A在赫罗图中的位置处于被称为不稳定带的垂直带区,此处的恒星在光度上有周期性的波动。  这种波动是由κ机制(κ mechanism)造成的。恒星一部分外层大气层的吸光度由于某些元素的电离而上升。这是因为原子在失去一颗电子后,其吸收能量的几率会更高。上升了的吸光度导致温度的提升,以致大气层膨胀;大气层膨胀后离子数降低,温度下降后大气层再次缩小回归原样。这种膨胀缩小的周期导致恒星在光度上的规律性波动。  位于不稳定带的主序星称为矮造父变星。矮造父变星的类别一般在A2到F8之间,光度级在III( 次巨星)到V(主序星)之间。它们是短周期变星,其规律性脉动周期从0.025到0.25天不等。矮造父变星的组成元素与太阳相似(见第一星族),质量介乎1.5至 2.5太阳质量。飞马座IK A的脉动率为每天22.9次,等于每周期0.044天。  天文学家把金属量定义为恒星内部比氦重的化学元素比例。要测量金属量,科学家先分析恒星大气层的光谱,然后与计算出的恒星模型进行比对。飞马座IK A的金属量为[M/H] = +0.07 ± 0.20。这种表示法取金属元素量与氢元素量之比的对数,再减去太阳的元素比对数。(恒星如果和太阳有相同的金属组成比例,则该数值为零。)该对数数值若为0.07,恒星的实际金属量比例就会是1.17,也就是它比太阳多出17%的金属元素。不过这一数值的误差是相对较高的。  飞马座IK A等A型恒星的光谱中有着很强的巴耳末系谱线,以及金属离子的吸收谱线,包括钙离子(Ca II)的K谱线,波长为393.3 nm。飞马座IK A的光谱被归类为边缘Am型(或「Am:型」),意为其特性符合A型光谱,但在边缘上存在金属量。也就是说,恒星大气层有着稍稍偏强的金属同位素吸收谱线。这一类Am型恒星通常拥有一个质量相当的伴星,飞马座IK A便有这么一颗伴星。  拥有A型光谱的恒星温度、质量都比太阳要高。这使得它们作为主序星的寿命相对较短。一颗质量与飞马座IK A相似的恒星(1.65太阳质量)作为主序星的寿命为2至3,相当于太阳目前年龄的一半。  相对年轻的河鼓二是与太阳质量相似,并最接近飞马座IK A的恒星,它的质量估计为太阳的1.7倍。整个联星系统与附近的天狼星系统相近,其中天狼星系统的主星为A型,伴星为白矮星。不过,天狼星A比飞马座IK A质量要大很多,系统的轨道也大很多,半长轴为20天文单位。
title: 飞马座IK B.
content: 这联星系统的伴星是一颗白矮星。这一类恒星已经到达了恒星演化的晚期,并不再进行核聚变制造能量。在正常情况下,白矮星会把残留的热量辐射出去,在数十亿年的时间内逐渐降温。
title: 演化.
content: 几乎所有中低质量恒星(质量小于太阳的9倍)在用尽其热核燃料后,最终都会成为白矮星。这些恒星在制造能量的这段时间主要都是主序星,其在主序停留的时间取决于质量的大小:质量越高则寿命越短。因此,已经成为白矮星的飞马座IK B,它一定曾比A星质量要高,人们猜想它的前身有着太阳5倍到8倍的质量。  当飞马座IK B的氢燃料用尽的时候,它变成红巨星。这时恒星的内核缩小到一定的程度,导致氦核外层的氢也开始进行核聚变。这个温度的提升使外层物质膨胀到原先作为主序星时的几倍大小。当星核达到一定的温度时,内部的氦开始进行核聚变,恒星再次缩小,成为水平分支恒星。这一类恒星在赫罗图上呈一水平线。氦进行核聚变后,形成了由碳和氧组成的惰性星核。星核中的氦用尽后,外层的氦开始连同氢一起进行核聚变,天文学家称之为渐近巨星分支(AGB)。(这条分支在赫罗图上朝向右上角。)如果恒星的质量够高,可以在星核开始碳核聚变,产生氧、氖和镁。  红巨星或AGB恒星的外层可以膨胀到太阳半径的几百倍,例如脉动中的AGB恒星𫇴藁增二便有(3 A.U.)的半径。这远远超过了目前飞马座IK联星间的距离,因此在那段时期,两颗星位处同一个物质包层之内。这可能导致飞马座IK A的大气层得到了额外的同位素。 在氧-碳(或氧-镁-氖)星核形成一段时间后,两层与星核呈同心球壳的气层便会分别开始进行核聚变。氢燃烧发生在外壳层,而氦燃烧则在包裹着惰性星核的壳层中发生。但是这一双壳层燃烧阶段是不稳定的,因此会产生热力脉冲,以致恒星外层向外大量喷射物质。这些喷射出来的物质形成一团庞大的云体,称为行星状星云。恒星的氢外层几乎整个被吹走,只留下一个主要由原先惰性星核组成的白矮星。
title: 组成和结构.
content: 飞马座IK B的内部可能完全由碳和氧组成,但如果其前身曾进行过碳燃烧过程的话,它就可能拥有由氧和氖组成的星核,以及富含碳和氧的幔。无论是以上的哪一种可能性,飞马座IK B的大气层几乎完全由氢组成,因此它的恒星分类为DA型。由于氦的原子量更高,因此任何在外层的氦都已沈淀在氢层之下了。整个恒星的质量是由电子简并压力支撑住的,这种量子力学效应限制能够挤进给定空间内的物质数量。 飞马座IK B的质量为太阳的1.15倍,是一颗高质量白矮星。尽管人们还没有直接测量其半径,但是数值能够根据白矮星质量与半径之间已有的理论关系来推算出来,约为太阳半径的0.60%。(另一文献中的计算值为0.72%,因此目前仍有误差的存在。)如此一来,这颗恒星把超过太阳的质量压缩到与地球相当的空间以内,所以其密度极高。  白矮星质量高、体积小的特性使得它的表面重力非常强。这个数值表达为重力(以厘米-克-秒制单位表达)的十进制对数,亦即log "g"。飞马座IK B的log "g"值为8.95。对比之下,地球的log "g"值为2.99,也就是说飞马座IK B的表面重力是地球的90万倍以上。  飞马座IK B的表面温度估计约为,因此它是个强紫外线辐射源。在正常情况下,这颗白矮星会在未来的至少10亿年内继续降温,而其半径则基本会保持不变。
title: 未来的演化.
content: 在1993年的一篇论文中,David Wonnacott、Barry J. Kellett和David J. Stickland指出飞马座IK是可能演化为Ia超新星或激变变星的联星系统。系统距离地球150光年,因此是目前已知最接近地球的潜在超新星。然而,当它真正成为超新星时,其与地球的距离将会大大拉远,但仍可能对地球构成威胁。 未来的飞马座IK A会用尽其核心的氢燃料,并开始离开主序星阶段,成为一颗红巨星。其半径将会增大一百倍(甚至更多)。当膨胀到其伴星的洛希瓣处时,白矮星伴星的周围会形成一个气体吸积盘。这些主要由氢和氦组成的气体会吸积在伴星的表面上。这种联星之间的物质转移会导致两者距离的缩短。  吸积在白矮星表面上的气体会被压缩、加热,最终达致进行氢核聚变的所需条件,并导致热失控。这会射出其表面的一部分气体,并造成复发性新星爆炸(激变变星)。这时这颗白矮星的光度会迅速增加数个视星等,且持续几天甚至几个月的时间。由一颗红巨星和一颗白矮星组成的联星系统蛇夫座RS便是这么一个例子。蛇夫座RS已进行复发性新星爆炸至少六次,每次都因吸积足够的氢质量而造成。  飞马座IK B也可能会演变到这一阶段。要积累足够的质量,每次物质的喷发只会射出一部分吸积而来的气体,这才能够保证白矮星的质量在每个周期后能够稳定地增长。所以,就算飞马座IK B成为了复发性新星,其外层仍然能够不断积累物质而增长。  另一个称为密近双星超软X射线源的模型允许白矮星的质量稳定积累,而不爆发为新星。在这种情况下,向密近的白矮星伴星的质量传输率能够保证其表面的氢核聚变能够稳定持续地进行,并形成氦。这一类超软X射线源中的白矮星拥有高质量、高表面温度(至)。  一旦白矮星的质量达到了钱德拉塞卡极限(太阳质量的1.38倍),电子简并压力便无法再支撑其自身的重量,白矮星便会坍塌。如果其星核主要由氧、氖和镁组成,那这颗白矮星就很可能会形成中子星,并射出其质量的一小部分。而如果星核由碳和氧组成,则白矮星达致钱德拉塞卡极限前,其高密度、高质量的星核中心的碳就会开始进行核聚变。这会导致失控的核聚变反应,在短时间内消耗恒星的一大部分质量。这种反应导致Ia超新星爆发,并使恒星在爆发中解体。  如此的超新星爆发足以对地球上的生命造成威胁。科学家判定飞马座IK A在不久的将来还不会发展成为红巨星。上文讲述,这颗星相对太阳的空间速度为20.4 km/s,相等于每14,700年移动1光年。在5百万年后的未来,飞马座IK A将会与太阳相距超过500光年。任何位于一千秒差距(3300光年)以内的Ia超新星爆炸都可能影响地球,但距离要到10秒差距(30光年)左右,才可能对地球生物圈构成重大的危害。  在超新星爆炸之后,系统中的物质给予体(飞马座IK A)将会以爆炸前的最终速率移动。这种速度可以高达100至200 km/s,使该星成为银河系中的速逃星之一。伴星也会在爆炸中失去一定的质量,并在膨胀中的爆炸残留物质中形成空缺。它最终会演化成一颗白矮星。爆炸产生的超新星遗迹最终会与其四周的星际物质合为一体。
title: 备注.
content: = \left ( \frac{R}{R_{sun}} \right )^2 \left ( \frac{T_{eff}}{T_{sun}} \right )^4 \end{smallmatrix}</math> 其中"L"为光度,"R"为半径,"T"为温度。见: </ref>  <ref name="d">根据毕氏定理,净速度为:

Summary: 飞马座IK(亦作HR 8210)是位于飞马座的联星系统,距离太阳系约150光年。由于视星等仅为6.078等,只有理想状况下才能用肉眼勉强看到。

IK Pegasi: IK Pegasi (également appelée et ) est une étoile binaire de la constellation de Pégase. Située à une distance de 150 années-lumière du système solaire, elle est juste assez lumineuse pour être visible à l'œil nu, sa magnitude apparente étant de 6,078.