Voir la source de IK Pegasi

{{Infobox Étoile
| nom=IK Pegasi A/B
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| légende=Position d'IK Pegasi dans la constellation de Pégase
| carte UAI = Pégase
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| type spectral notes=<ref name="apj221">{{Article astronomique|D. W. Kurtz |1978|apj|221|869-880|titre=Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars|bibcode=1978ApJ...221..869K|consulté=2007-05-14}}</ref>
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| type spectral notes 2 = <ref name="mnras270">{{Article astronomique|M. A. Barstow, J. B. Holberg, D. Koester D.|1994|mnras|270|516|no=3|titre=Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD15638 and HR8210 (IK Peg)|bibcode=1994MNRAS.270..516B |consulté=2007-05-15}}</ref>
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| masse notes=<ref name="mnras267">{{Article astronomique|D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd|1994|mnras|267|1045-1052|no=4| titre=Pulsational Activity on IK Pegasi | bibcode=1994MNRAS.267.1045W | consulté=2007-04-14}}</ref>
| masse 2 = 1.15
|masse notes 2 = <ref name="pasp105">{{Article astronomique|W. Landsman, T. Simon, P. Bergeron|1999|PASP|105|841-847|no=690| titre=The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638 | bibcode=1993PASP..105..841L | consulté=2007-02-04}}</ref>
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| désignations='''AB:''' {{StarV|IK|Peg}}, {{StarHR|8210}}, {{StarBD|+18|4794}}, {{StarHD|204188}}, {{starSAO|107138}}, {{StarHIP|105860}}<ref name="simbad"/>
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}}

'''IK Pegasi''' (également appelée {{StarHD|204188}} et {{StarHR|8210}}) est une [[étoile binaire]] de la [[constellation]] de [[Pégase (constellation)|Pégase]]. Située à une distance de 154 [[année-lumière|années-lumière]] du [[système solaire]], elle est juste assez lumineuse pour être visible à l'œil nu, sa magnitude apparente étant de 6,078.

L'étoile primaire (IK Pegasi A) est une étoile de la [[séquence principale]] de [[Type spectral|type spectral A]]. C'est une [[étoile variable]] de [[Étoile variable de type Delta Scuti|type Delta Scuti]] : sa luminosité subit une légère variation périodique {{nombre|22,9|fois}} par jour<ref name="mnras267"/>. Son compagnon (IK Pegasi B) est une [[naine blanche]], une étoile qui a quitté la [[séquence principale]] et dans laquelle la réaction de [[fusion nucléaire]] s'est arrêtée. Elles tournent autour du [[centre de gravité]] du système en {{nombre|21,7|jours}} et sont en moyenne séparées de {{nobr|31 millions}} de kilomètres (0,21&nbsp;[[unité astronomique|ua]]), soit moins que la distance séparant [[Mercure (planète)|Mercure]] du [[Soleil]].

IK Pegasi B est l'étoile la plus proche du Soleil susceptible d'évoluer en [[supernova]]. Lorsque l'étoile primaire deviendra une [[géante rouge]], son rayon augmentera et la naine blanche attirera de la matière de son enveloppe gazeuse. Lorsque cette naine blanche atteindra la [[Masse de Chandrasekhar|limite de Chandrasekhar]] de 1,44 [[masse solaire]], elle explosera en supernova de type Ia<ref name="mnras262">{{Article astronomique|D. Wonnacott, B. J. Kellett, D. J. Stickland|1993|mnras|262|277-284|no=2|titre=IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system | bibcode = 1993MNRAS.262..277W | consulté=2007-05-15}}</ref>.

== Observation ==

Le [[système stellaire]] est référencé dans le ''[[Bonner Durchmusterung]]'' (catalogue astrométrique de Bonn) de [[1862]] et le ''[[Catalogue HR|Harvard Revised Photometry Catalogue]]'' de [[Edward Charles Pickering|Pickering]] de [[1908]] sous les désignations respectives BD&nbsp;+18°4794B<ref name="Bonner">{{de}} [[Friedrich Wilhelm Argelander|Friedrich W. Argelander]], ''{{lang|de|Bonner Durchmusterung}}'', {{présentation en ligne|lien=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1993}}</ref> et HR 8210<ref name="Pickering">{{Article astronomique |[[Edward Charles Pickering]]|1908|Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College|50|182| titre=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 inch meridian photometers  | bibcode=1908AnHar..50....1P  | consulté=2007-05-14}}</ref>. Le nom ''IK Pegasi'' suit la [[désignation des étoiles variables|nomenclature des étoiles variables]] introduite par [[Friedrich Wilhelm Argelander|Friedrich W. Argelander]].

Le [[Spectre électromagnétique|spectre]] de cette étoile est marqué par un décalage des [[raie d'absorption|raies d'absorption]] par [[effet Doppler]] caractéristique des systèmes binaires [[binaire spectroscopique|SB1]]. La rotation des deux étoiles autour du centre de gravité du système engendre un mouvement des étoiles le long de la ligne de visée qui provoque ce décalage. Sa mesure permet aux astronomes de calculer la vitesse radiale de la principale bien qu'ils soient incapables de [[pouvoir de résolution|résoudre]] les deux composantes<ref name="Staff">{{Lien web  |langue=en| url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html | titre=Spectroscopic Binaries | auteur=Staff | éditeur=University of Tennessee | consulté le=9 juin 2007}}</ref>.

En [[1927]], l'astronome [[Canada|canadien]] [[William Edmund Harper|William E. Harper]] obtient par cette méthode la [[Phénomène périodique|période]] et l'[[excentricité orbitale|excentricité]] de cette [[binaire à un spectre]] qui sont respectivement {{nombre|21.724|jours}} et 0,027<ref name="mnras262"/> (Selon un article de Lucy et Sweeny paru en [[1971]], la probabilité que l'orbite soit circulaire (excentricité nulle) est de 56 %<ref name="mnras262"/>). Harper calcule également que la vitesse maximale de l'étoile primaire du système le long de la ligne de visée est {{unité|41.5|km/s}}<ref name="Harper1927">{{Article astronomique|W. E. Harper |1927| Publications of the Dominion Astrophysical Observatory|4|161-169 | titre=The orbits of A Persei and HR 8210  | bibcode=1927PDAO....4..161H | consulté=2007-05-14}}</ref>.

La distance entre IK Pegasi et le Soleil a été déterminée en utilisant la [[parallaxe]] du système au cours du mouvement annuel de la Terre autour du Soleil. Ce décalage a été évalué avec précision par le [[Hipparcos|télescope Hipparcos]]. La distance de l'étoile a été estimée à {{Année-lumière|150|al|marge=5}}<ref>{{Article astronomique| M. A. C. Perryman, L. Lindegren, J. Kovalevsky, E. Hoeg, U. Bastian, P. L. Bernacca, M. Crézé, F. Donati, M. Grenon, F. van Leeuwen, H. van der Marel, F. Mignard, C. A. Murray, R. S. Le Poole, H. Schrijver, C. Turon, F. Arenou, M. Froeschlé, C. S. Petersen |1997|a&a|323|L49-L52| titre=The HIPPARCOS Catalogue  | bibcode=1997A&A...323L..49P| consulté=2007-05-14}}</ref>. Le satellite a également mesuré le [[mouvement propre]] du système. Le satellite ''[[Gaia (satellite)|Gaia]]'' a permis d'améliorer la précision de la mesure de la parallaxe du système. Sa distance est réévaluée à {{Année-lumière|154|al|marge=1}}<ref name="GaiaDR2" />.

La vitesse transversale d'IK Pegasi est calculée à l'aide des valeurs de la distance et du mouvement propre du système : elle est de {{unité|16.9|km/s}}. La [[vitesse radiale]] du système est obtenue en mesurant le décalage de son spectre par [[effet Doppler]] : cette vitesse est de -{{unité|11.4|km/s}} selon le ''General Catalogue of Stellar Radial Velocities'' (''catalogue général des vitesses radiales stellaires'')<ref>{{Ouvrage |langue=en| prénom1=Wilson | nom1=Ralph Elmer | année=1953| titre=General catalogue of stellar radial velocities| éditeur=Carnegie Institution of Washington|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953QB901.W495.....| consulté le=2007-05-14}}</ref>. L'addition de ces deux mouvements donne une [[vitesse spatiale]] de {{unité|20.4|km/s}} par rapport au Soleil.

Une tentative fut effectuée pour photographier les deux composantes de l'étoile binaire à l'aide du [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial Hubble]]. Celle-ci échoua car les deux étoiles étaient trop proches pour les [[pouvoir de résolution|résoudre]]<ref>{{chapitre |langue=en | nom1=Burleigh |prénom1=M. R. |nom2=Barstow |prénom2=M. A. |nom3=Bond |prénom3=H. E. |nom4=Holberg |prénom4=J. B.|auteurs ouvrage=J. L. Provencal, H.L.Shipman, J. MacDonald, S. Goodchild (éd.) | titre chapitre= Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope  | titre ouvrage = Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs| pages = 222 | éditeur = Astronomy Society of the Pacific  | date = 28 juil.-{{1er}} août 1975 | lieu = San Francisco| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ASPC..226..222B  | consulté le =27 fév. 2007 | ISBN= 1-58381-058-7}}</ref>. De récentes mesures avec l{{'}}''[[Extreme Ultraviolet Explorer]]'' a permis d'estimer plus précisément la période orbitale à {{unité |21.72168|±=0.00009|jours}}<ref name="apj502">{{Article astronomique| S. Vennes, D. J. Christian, J. R. Thorstensen|1998|apj|502|763-787| no=1 | titre=Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions | bibcode=1998ApJ...502..763V | consulté=2007-05-15}}</ref>. L'inclinaison du [[plan orbital (astronomie)|plan orbital]] du système serait proche de 90° vue de la Terre : si c'est effectivement le cas, il serait possible d'observer une éclipse<ref name="pasp105"/>.

== Composante A ==

IK Pegasi A est une étoile de la [[séquence principale]], c'est-à-dire qu'elle [[fusion nucléaire|fusionne l'hydrogène]] de son noyau en [[hélium]] comme le fait le Soleil. Cependant, elle se situe dans le [[diagramme de Hertzsprung-Russell]] sur une bande étroite et pratiquement verticale appelée [[bande d'instabilité]]. Les étoiles de cette bande oscillent de manière cohérente, ce qui crée des pulsations périodiques de la [[luminosité]] de l'étoile<ref name="araa33">{{Article |langue=en | auteur=A. Gautschy, H. Saio  | titre=Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1  | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics  | année=1995 | volume=33 | pages=75–114  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33...75G | consulté le=2007-05-14}}</ref>.

Les pulsations sont dues à un processus appelé le ''[[mécanisme Kappa|mécanisme κ]]''. Une partie de l'atmosphère externe de l'étoile devient opaque en raison de l'[[ionisation]] partielle de certains [[élément chimique|éléments]]. Lorsque ces [[atome]]s perdent un [[électron]], la [[probabilité]] qu'ils absorbent de l'[[énergie]] augmente. Ce phénomène engendre une augmentation de la [[température]] qui est responsable de l'expansion de l'atmosphère. L'ionisation de l'atmosphère dilatée diminue et celle-ci perd de l'énergie, refroidit et se contracte. L'atmosphère subit ainsi un cycle périodique d'expansion-contraction qui est à l'origine des pulsations périodiques de sa luminosité<ref name="araa33"/>.

[[Fichier:Size IK Peg.svg|right|320px|thumb|Vue d'artiste donnant les dimensions relatives d'IK Pegasi A (gauche), B (en bas au centre) et du Soleil (droite)<ref>Pour une explication de la couleur des étoiles, voir {{Lien web |langue=en
 | date=21 décembre 2004
 | url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
 | titre=The Colour of Stars
 | éditeur=Australia Telescope Outreach and Education
 | consulté le=2007-09-26}}</ref>.]]
Les étoiles de la partie de la bande d'instabilité qui traverse la [[séquence principale]] sont appelées [[Étoile variable de type Delta Scuti|variables de type Delta Scuti]] en référence à [[Delta Scuti]]. Les variables de type Delta Scuti vont généralement des [[type spectral|classes spectrales]] A2 à F8 et des [[Classe de luminosité|classes de luminosité MKK]] III ([[sous-géante]]) à V (étoile de la séquence principale). Ce sont des variables à faible période, entre {{nombre|0,025|et=0,25|jour}}. L'abondance chimique des variables de type Delta Scuti est proche de celle du Soleil et leur masse comprise entre 1,5 et 2,5 {{masse solaire}}<ref>{{Lien web |langue=en | url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml | titre=Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables | auteur=Matthew Templeton | éditeur=AAVSO | année=2004 | consulté le=23 janvier 2007}}</ref>. La fréquence des pulsations d'IK Pegasi A est de 22,9 par jour, soit une tous les {{nombre|0,044|jours}}<ref name="mnras267"/>.

La [[métallicité]] d'une étoile, c'est-à-dire la proportion d'éléments autres que l'[[hydrogène]] ou l'[[hélium]], est calculée en comparant le spectre de l'atmosphère aux simulations basées sur des modèles stellaires. L'abondance métallique d'IK Pegasi A est [M/H]&nbsp;=&nbsp;+0,07&nbsp;±&nbsp;0,20 (ce nombre est le logarithme du rapport de la proportion d'éléments métalliques (M) sur celle d'hydrogène (H) auquel est soustrait le logarithme du rapport correspondant aux proportions solaires). La valeur logarithmique de 0,07 indique que l'étoile contient 10{{exp|0,07}} fois plus de métaux que le Soleil, soit {{formatnum:1.17}} fois plus. L'étoile est donc 17 % plus riche en éléments métalliques que le Soleil<ref name="mnras267"/>. Cependant, la marge d'erreur est relativement élevée.

Le spectre des étoiles de classe A, telle IK Pegasi A, présente des [[série de Balmer|raies de Balmer]] de forte intensité. Il contient également des [[raie d'absorption|raies d'absorption]] dues aux [[métal|métaux]] ionisés, parmi lesquelles la raie K du [[calcium]] ionisé (Ca&nbsp;II) à une [[longueur d'onde]] de {{unité|393,3|[[nanomètre|nm]]}}<ref>{{Lien web  |langue=en| url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html | titre=Stellar Spectra | auteur=Gene Smith | éditeur=University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences | année=16 avril | consulté le=19 mai 2007}}</ref>. Le spectre d'IK Pegasi A est classé comme marginal Am (ou Am:) : il a les caractéristiques spectrales de la classe A mais avec des raies métalliques plus marquées. L'atmosphère de l'étoile a légèrement plus (anormalement) de force des raies d'absorption pour les [[isotope]]s métalliques<ref name="apj221"/>. Les étoiles de classe Am font souvent partie d'un système binaire où leur compagnon est de masse proche, comme c'est le cas pour IK Pegasi<ref>{{Article |langue=en |auteur=J. G. Mayer, J. Hakkila| titre=Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors | journal=[[Bulletin of the American Astronomical Society]]| année=1994 | volume=26 | pages=868| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.0607M| consulté le=2007-05-14}}</ref>.

Les étoiles de classe A sont plus chaudes et plus massives que le Soleil, elles restent moins longtemps sur la séquence principale. Une étoile de la masse d'IK Pegasi A (1,65 masse solaire) y passe environ 2–{{sci|3|9}} années, soit la moitié de l'âge du Soleil<ref>{{Lien web |langue=en| url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html | titre=Stellar Lifetimes | auteur=Anonymous | éditeur=Georgia State University | année=2005 | consulté le=26 février 2007}}</ref>.

En termes de masse, l'étoile analogue à la composante A la plus proche du Soleil est [[Alpha Aquilae|Altaïr]]. Sa masse est estimée à 1,7 masse solaire. Le système binaire présente quelques ressemblances avec [[Alpha Canis Majoris|Sirius]] qui est composé d'une étoile de classe A et d'une naine blanche. Sirius A est cependant plus massive qu'IK Pegasi A et l'orbite de son compagnon, dont le demi-grand axe est de {{unité|20|UA}}, est plus éloignée du centre de gravité du système.

== Composante B ==

La composante B est une [[naine blanche]]. Ces [[évolution des étoiles|étoiles éteintes]] ne sont plus le théâtre de réactions de fusion nucléaire. Dans la plupart des cas, ces étoiles se refroidissent progressivement durant plusieurs milliards d'années<ref>{{Lien web  |langue=en| url=http://chandra.harvard.edu/xray_sources/white_dwarfs.html | titre=White Dwarfs & Planetary Nebulas | auteur=Staff | éditeur=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | année=29 août | consulté le=9 juin 2007}}</ref>.

=== Évolution ===

[[Fichier:IK Pegasi animated.gif|thumb|Évolution de IK Pegasi]]
Presque toutes les étoiles de masse faible ou intermédiaire (inférieure à neuf masses solaires) deviennent des naines blanches après avoir épuisé leurs réserves de carburant, parmi lesquels l'[[hydrogène]], l'[[hélium]] et d'autres éléments<ref>{{Article  |langue=en| auteur=Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. | titre=§3, How Massive Single Stars End Their Life
 | journal=Astrophysical Journal | année=2003 | volume=591 | numéro=1 | pages=288-300
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H | consulté le=2007-08-14}}</ref>. Ces étoiles passent la plus grande partie de leur vie dans la séquence principale. La durée durant laquelle une étoile reste sur cette zone du diagramme HR dépend principalement de sa masse : plus celle-ci est élevée, plus cette durée est faible<ref>{{Lien web  |langue=en| url=http://cseligman.com/text/stars/mldiagram.htm | titre=The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars | auteur=Courtney Seligman | année=2007 | consulté le=14 mai 2007}}</ref>. Ainsi, IK Pegasi B devait avoir une masse plus élevée qu'IK Pegasi A car elle est devenue une naine blanche avant son compagnon. Une étude de 1993 estime que la masse de sa progénitrice aurait été comprise entre cinq et huit masses solaires<ref name="mnras262"/>.

Lorsque l'hydrogène de la progénitrice d'IK Pegasi B fut entièrement consommé, l'étoile devint une [[géante rouge]]. Son noyau interne se contracta jusqu'à ce que la [[Processus de combustion de l'hydrogène|combustion de l'hydrogène]] débute dans la couche entourant le cœur d'hélium. Ce faisant, la température de l'étoile augmenta, l'enveloppe externe se dilata et le rayon de l'étoile atteignit plusieurs fois la valeur qu'il avait lorsque l'étoile étant sur la séquence principale. Lorsque le noyau atteint une température et une densité suffisantes pour que la réaction de fusion de l'hélium commence, l'étoile diminue de volume et devient une étoile de la [[branche horizontale]], une zone horizontale du [[diagramme de Hertzsprung-Russell|diagramme HR]]. La fusion de l'hélium forma un noyau inerte de carbone et d'oxygène. Lorsque l'hélium fut épuisé dans le noyau, il se mit à brûler dans une nouvelle couche formée en sus de la couche de combustion de l'hydrogène. L'étoile passa alors sur la [[branche asymptotique des géantes]] du diagramme HR. Si l'étoile a eu une masse suffisante, le carbone du noyau a également été transformé en [[oxygène]], [[néon]] et [[magnésium]]<ref name="evolution">{{Lien web  |langue=en| url=http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html | titre=Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction | auteur=Staff | éditeur=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | année=29 août | consulté le=10 août 2006}}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web  |langue=en| url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | titre=Late stages of evolution for low-mass stars | auteur=Michael Richmond | éditeur=Rochester Institute of Technology | année=5 octobre | consulté le=7 juin 2007}}</ref>.

Le rayon des géantes rouges et des [[étoile AGB|étoiles AGB]] peut atteindre plusieurs centaines de fois le rayon solaire par dilatation de l'enveloppe externe. Par exemple, l'étoile AGB pulsante a un rayon d'environ {{sci|5|8|km}} (3 UA)<ref>{{Lien web  |langue=en| url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/ | titre=Hubble Separates Stars in the Mira Binary System | auteur=Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. | éditeur=HubbleSite News Center | année=6 août 1997 | consulté le=1er mars 2007}}</ref>. Ces valeurs sont bien supérieures à la distance séparant les deux étoiles d'IK Pegasi : durant cette période, les deux étoiles avaient une enveloppe commune. En conséquence, l'atmosphère d'IK Pegasi A aurait pu être contaminée par son compagnon, modifiant ainsi sa composition [[isotope|isotopique]]<ref name="pasp105"/>.

Après que le noyau oxygène-carbone (ou oxygène-néon) inerte s'est formé, la réaction de [[Fusion nucléaire|fusion thermonucléaire]] commence dans les deux couches concentriques entourant le noyau : l'hydrogène brûle dans la couche la plus externe tandis que l'hélium réagit dans les couches les plus proches du cœur. Cependant, cette phase à deux couches est instable : elle produit des pulsations thermiques qui causent des éjections de matière à grande échelle de l'enveloppe externe de l'étoile<ref name="Oberhummer">{{Article  |langue=en| auteur=Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H. | titre=Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe | journal=Science | année=2000 | volume=289 | numéro=5476 | pages=88–90 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5476/88 | consulté le=2007-06-07}}</ref>. Les matériaux éjectés ont formé un immense nuage appelé [[nébuleuse planétaire]]. L'enveloppe d'hydrogène est presque intégralement éjectée de l'étoile, laissant uniquement une naine blanche formée principalement du cœur inerte<ref name="apjs76">{{Article  |langue=en| prénom1 = Iben | nom1 = Icko, Jr. | lien auteur1=Icko Iben | titre=Single and binary star evolution  | journal=Astrophysical Journal Supplement Series  | année=1991 | volume=76 | pages=55–114 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I  | consulté le=2007-03-03}}</ref>.

=== Composition et structure ===

[[Fichier:ChandrasekharLimitGraph.svg|thumb|280px|Ce graphique présente le rayon théorique d'une naine blanche en fonction de sa masse. La courbe rouge correspond à un modèle de gaz d'électrons relativistes.]]
Le noyau d'IK Pegasi B pourrait être composé soit de carbone et d'oxygène, soit de néon et d'oxygène si la [[Fusion du carbone (réaction nucléaire)|fusion du carbone]] s'est produite au sein de son étoile progénitrice. Dans ce dernier cas, son manteau serait riche en carbone et en oxygène<ref>{{Article  |langue=en| auteur=Gil-Pons, P.; [[Enrique García-Berro|García-Berro, E.]] | titre=On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems| journal=Astronomy and Astrophysics | année=2001 | volume=375 | pages=87–99 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001astro.ph..6224G | consulté le=2007-05-15}}</ref>{{,}}<ref>{{Article  |langue=en| auteur=Woosley, S. E.; Heger, A. | titre=The Evolution and Explosion of Massive Stars | journal=Reviews of Modern Physics | année=2002 | volume=74 | numéro=4 | pages=1015–1071 | url=http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf | format=PDF | consulté le=2007-05-30}}</ref>. Dans les deux scénarios, la couche externe de l'étoile est constituée presque exclusivement d'hydrogène : IK Pegasi B est donc une étoile de [[désignation stellaire|classe DA]]. En raison de sa [[masse atomique]] plus élevée, l'hélium de l'enveloppe aura migré sous la couche d'hydrogène<ref name="mnras270"/>. La [[gravité]] créée par la masse de l'étoile est intégralement compensée par la [[pression de dégénérescence des électrons]], un [[mécanique quantique|phénomène]] quantique limitant la [[quantité de matière]] présente dans un volume donné.

La masse d'IK Pegasi B, 1,15 masse solaire, est élevée pour une naine blanche{{#tag:ref|La population des naines blanches est concentrée autour d'une masse moyenne de 0,58 masse solaire et seules 2 % d'entre elles ont une masse supérieure à 1 masse solaire<ref>{{Article
 |langue=en | auteur=J. B. Holberg, M. A. Barstow, F. C. Bruhweiler, A. M. Cruise, A. J. Penny
 | titre=Sirius B: A New, More Accurate View
 | journal=The Astrophysical Journal
 | année=1998 | volume=497 | pages=935–942
 | url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v497n2/36707/sc0.html
 | consulté le=2007-05-15}}</ref>.|group=note}}. Bien qu'IK Pegasi B n'ait pu être observé directement, son rayon peut être estimé à l'aide de la relation théorique reliant la masse et le rayon des naines blanches<ref>{{Lien web  |langue=en| url=http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition | titre=Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition | éditeur=ScienceBits | consulté le=15 mai 2007}}</ref>. Le rayon d'IK Pegasi B est d'environ 0,60 %<ref name="mnras270"/> celui du Soleil. Cette étoile contient donc une masse plus importante que celle du Soleil dans un volume proche de celui de la Terre : la densité de cette étoile est extrême<ref group=note><math>R_{\star} = 0.006 \cdot (6.96 \times 10^8)\,\mbox{m}\;\approx4,200\,\mbox{km}</math>.</ref>.

Étant donné sa masse et sa densité, la [[gravité de surface]] d'une naine blanche est élevée. Les astronomes la notent à l'aide du logarithme décimal de l'accélération de la gravité exprimée dans le [[Système CGS|système d'unités CGS]] et noté log ''g''. La valeur de log ''g'' est égale à 8,95 pour IK Pegasi B<ref name="mnras270"/>. En comparaison, log ''g'' est égal à 4,44 pour le soleil (environ {{formatnum:30000}} fois moins).

Sa température effective de surface est estimée à environ {{formatnum:35500}}&nbsp;±&nbsp;{{formatnum:1500}}&nbsp;K<ref name="pasp105"/>, ce qui en fait une source importante de rayonnement ultraviolet<ref name="mnras270"/>{{,}}<ref group=note>D'après la [[loi de Wien]], le pic d'émission d'un [[corps noir]] à cette température se situe à la longueur d'onde de :
:<math>\lambda_b = (2.898 \times 10^6 \operatorname{nm / K})/(35,500\ \operatorname{K}) \approx 82\,\mbox{nm}</math>
qui est dans l'ultraviolet lointain du [[spectre électromagnétique]].</ref>. En l'absence de compagnon, la naine blanche continuerait de se refroidir durant plus d'un milliard d'années tandis que son rayon resterait approximativement constant<ref>{{lien web  |langue=en| url=http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html | titre=Cooling of White Dwarfs | auteur=James N. Imamura | éditeur=University of Oregon | année=24 février 1995 | consulté le=19 mai 2007}}</ref>.

== Évolution future du système ==

Dans un article de 1993, David Wonnacott, Barry J. Kellett et David J. Stickland estiment que le système pourrait évoluer en [[supernova de type Ia]] ou en [[variable cataclysmique]]<ref name="mnras262"/>. IK Pegasi B est l'étoile susceptible d'évoluer en supernova la plus proche de la Terre. Cependant, cette évolution est longue et, lorsqu'elle explosera, elle sera suffisamment éloignée de la Terre pour ne pas présenter de risque. Selon les calculs de Gehrels et al, une supernova doit être à une distance inférieure à {{nombre|26|années-lumière}} pour détruire la [[couche d'ozone]] de la Terre et ainsi affecter considérablement sa [[biosphère]]<ref name="apj585">{{Article
 |langue=en | auteur=Gehrels, Neil; Laird, Claude M.; Jackman, Charles H.; Cannizzo, John K.; Mattson, Barbara J.; Chen, Wan | titre=Ozone Depletion from Nearby Supernovae | journal=The Astrophysical Journal | année=2003 | volume=585 | numéro=2 | pages=1169–1176 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...585.1169G | consulté le=2007-06-07}}</ref>.

[[Fichier:Mira 1997 UV.jpg|thumb|Cette image du [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial Hubble]] montre l'étoile pulsante Mira située sur la [[branche asymptotique des géantes]] du [[diagramme de Hertzsprung-Russell]]. ''Crédit : NASA.'']]
À un certain point, l'intégralité de hydrogène du noyau d'IK Pegasus A aura brûlé. L'étoile quittera la séquence principale et deviendra une géante rouge. Le rayon de l'étoile va significativement augmenter et peut atteindre plus de cent fois le rayon initial de l'étoile. À partir du moment où l'enveloppe externe d'IK Pegasi A dépassera le [[lobe de Roche]] de son compagnon, un [[disque d'accrétion]] gazeux se formera autour de la naine blanche. Ce gaz, composé principalement d'hydrogène et d'hélium, s'accumulera à la surface de son compagnon. Ce transfert de masse entre les deux étoiles entraînera une diminution de la distance entre les deux étoiles<ref>{{Lien web  |langue=en| url=http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html | titre=The Evolution of Compact Binary Star Systems | auteur=K. A. Postnov, L. R. Yungelson | éditeur=Living Reviews in Relativity | année=2006 | consulté le=16 mai 2007}}</ref>.

À la surface de la naine blanche, le gaz en accrétion se comprime et sa température augmente. Lorsque les pression et température de la couche d'hydrogène deviennent assez grandes pour déclencher une réaction de [[fusion nucléaire]], une grande quantité d'hydrogène est transformée en hélium et d'autres [[élément chimique|éléments]] plus lourds. L'énorme quantité d'[[énergie]] libérée par ce processus expulse les gaz restants de la surface de la naine blanche et produit un [[nova|éclat extrêmement lumineux mais de courte durée]] : la luminosité de la naine blanche va augmenter de plusieurs [[magnitude apparente|magnitudes]] durant quelques jours ou mois<ref name="Malatesta2001">{{Lien web | url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml  |langue=en| titre=Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae | auteur=Malatesta, K.; Davis, K. | éditeur=AAVSO | année=mai 2001 | consulté le=20 mai 2007}}</ref>. [[RS Ophiuchi]] est un exemple d'étoile binaire constituée d'une géante rouge et d'un compagnon naine blanche. RS Ophiuchi [[nova récurrente|a connu au moins six éruptions depuis 1898]]<ref name="vsom0501">{{Lien web  |langue=en| url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/0500.shtml | titre=Variable Star Of The Month—May, 2000: RS Ophiuchi | auteur=Kerri Malatesta | éditeur=AAVSO | année=mai 2000 | consulté le=15 mai 2007}}</ref>{{,}}<ref>{{lien web |langue=en| prénom1=Susan | nom1=Hendrix | titre=Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova | éditeur=NASA | date=20 juillet 2007 | url=http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/rxte_supernova.html | consulté le=25 mai 2007}}</ref>.

Il est possible qu'IK Pegasi B évolue de cette manière<ref name="vsom0501"/>. L'étoile peut cependant également continuer à accumuler de la masse, si seule une partie du gaz en accrétion est éjectée. Bien que se comportant comme une nova récurrente, IK Pegasus B continuerait d'accumuler de la matière et son enveloppe croîtrait<ref>{{Article
 |langue=en | auteur=Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P.
 | titre=The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae
 | journal=Astronomy and Astrophysics | année=2000 | volume=362
 | pages=1046–1064
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..8444L
 | consulté le=2007-05-20}}</ref>.

Un autre modèle dans lequel la naine blanche accumule de la matière sans devenir une nova est celui de la ''source de rayons X de très basse énergie issue d'un système binaire serré'' (''close-binary supersoft X-ray source (CBSS)''). Dans ce scénario, le taux de transfert massique vers la naine blanche est tel qu'une réaction de fusion se déroule continuellement à la surface. L'hydrogène arrivant est transformé en hélium par la réaction. Ces sources sont des naines blanches de forte masse avec des températures de surfaces très élevées ({{unité|0.5-1|e=6|K}}<ref>{{lien conférence  |langue=en| nom1=Langer |prénom1= N. |nom2= Yoon |prénom2= S.-C. |nom3= Wellstein |prénom3= S. |nom4= Scheithauer |prénom4= S. |auteurs ouvrage=  B. T. Gänsicke, K. Beuermann et K. Rein (éds.) |titre = On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf | titre ouvrage = The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings | passage= 252 | éditeur = Astronomical Society of the Pacific | année=2002 | lieu = San Francisco, California | bibcode=2002ASPC..261..252L| consulté le = 2007-05-25
}}</ref>)<ref>{{lien conférence  |langue=en | prénom=Rosanne | nom=Di Stefano | auteurs ouvrage=J. Greiner (éd.) | titre=Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae | titre livre=Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources | éditeur=Springer-Verlag | date conférence=28 février–{{1er}} mars 1996 | lieu conférence=Garching, Allemagne |arxiv=astro-ph/9701199 | format=PDF | consulté le=11/07/2023 | isbn= 3-540-61390-0  }}</ref>.

Lorsqu'une naine blanche approche la [[Masse de Chandrasekhar|limite de Chandrasekhar]] de 1,44 masse solaire, la pression de radiation n'est plus suffisante pour s'opposer à la gravité et l'étoile s'effondre. Quand le noyau est constitué principalement d'oxygène, de néon et de magnésium, l'étoile formée est dans la plupart des cas une [[étoile à neutrons]]. Dans ce cas, seule une partie de la masse de l'étoile est alors éjectée<ref name="Fryer2006">{{Lien web  |langue=en| url=http://www.livingreviews.org/Articles/Volume6/2003-2new | titre=2.1 Collapse scenario | auteur=Fryer, C. L.; New, K. C. B. | éditeur=Max-Planck-Gesellschaft | série=Gravitational Waves from Gravitational Collapse | année=24 janvier 2006 | consulté le=7 juin 2007}}</ref>. Si, au contraire, le noyau est composé de carbone et d'oxygène, une fraction substantielle de l'étoile entre en fusion nucléaire durant un court laps de temps, à la suite de l'effondrement. L'étoile explose alors sous la forme d'une supernova de type Ia<ref name="Staff_StellarEvolution8">{{Lien web  |langue=en| url=http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index8.html | titre=Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction | auteur=Staff | éditeur=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | année=29 août 2006 | consulté le=10 août 2006}}</ref>.

L'explosion éventuelle d'IK Pegasi B ne serait pas une menace pour la [[vie terrestre]]. En effet, il est peu probable qu'IK Pegasi A devienne dans un futur proche une géante rouge. De plus, elle s'éloigne du Soleil à une vitesse de {{unité|20.4|km/s}}, soit une année-lumière tous les {{nombre|14700 ans}}. Dans {{nobr|5 millions}} d'années, cette étoile devrait être située à plus de {{nobr|500 années-lumière}} de la Terre, soit davantage que le rayon de la sphère au sein de laquelle une supernova de type Ia serait dangereuse<ref name="apj585"/>.

Après l'explosion de la supernova, le reste de l'étoile donneuse (IK Pegasi A) continuera dans l'[[espace interstellaire|espace]] avec la vitesse finale qu'elle possédait lorsqu'elle était membre d'un système double proche. La vitesse relative résultante pourrait atteindre 100 à {{unité|200|km/s}}, ce qui en ferait un des objets les plus rapides de la [[Voie lactée]]. Son compagnon aura également vu sa masse fortement diminuer durant l'explosion, et sa présence pourrait créer un trou dans les débris en expansion. À partir de ce moment-là, l'étoile deviendra une naine blanche solitaire<ref name="Hansen_2003">{{Article  |langue=en| prénom = Hansen | nom = Brad M. S. | titre=Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs | journal=The Astrophysical Journal | année=2003 | volume=582 | numéro=2 | pages=915–918 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002astro.ph..6152H | consulté le=2007-02-04}}</ref>{{,}}<ref name="Marietta_2000">{{Article  |langue=en| auteur=Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. | titre=Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences  | journal=The Astrophysical Journal Supplement Series | année=2000 | volume=128 | pages=615–650 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K | consulté le=2007-02-04}}</ref>. L'explosion de la supernova va créer un [[rémanent de supernova|rémanent]] de matière éjectée, qui se répandra dans le [[milieu interstellaire]]<ref name="Staff_2006">{{Lien web  |langue=en| url=http://agile.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | titre=Introduction to Supernova Remnants | auteur=Staff | éditeur=NASA/Goddard | année=7 septembre | consulté le=20 mai 2007}}</ref>.

== Notes et références ==
{{Traduction/Référence|en|IK Pegasi|161234662}}

=== Notes ===
{{Références|groupe=note}}

=== Références ===
{{Références|colonnes=2}}

== Liens externes ==

* {{Lien web | url=http://ben.davies.net/supernovae2.htm | titre=Supernova events | auteur=Ben Davies | année=2006 | consulté le=1er juin 2007}}
* {{Lien web | url=http://www.alcyone.de/SIT/bsc/HR8210.html | titre=IK Pegasi | éditeur=Alcyone | consulté le=18 janvier 2007}}
* {{Lien web | url=http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt | titre=Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? | auteur=Michael Richmond | éditeur=The Amateur Sky Survey | année=8 avril 2005 | consulté le=7 juin 2007}}
* {{Lien web
|auteur=Svetlana Yordanova Tzekova|année=[[2004]]
|url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-310/#2.%20The%20main%20star%20-%20IK%20Peg%20A
|titre=IK Pegasi (HR 8210)
|éditeur=ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere)
|consulté le=2007-09-30}}
* {{Simbad|id=IK+Peg}}

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{{Portail|astronomie|étoiles}}

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[[Catégorie:Objet du catalogue HR|8210]]