Visa källa för IK Pegasi

{{stjärnfakta
| namn=IK Pegasi
| bild=Location of IK Pegasi.png
| bildtext=IK Pegasis läge
| epok=J2000
| rektascension={{RA|21|26|26.6624}}<ref name="simbad">{{webbref | titel=SIMBAD Query Result: HD 204188 -- Spectroscopic binary
| utgivare=Centre de Données astronomiques de Strasbourg | verk=SIMBAD  | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=HD+204188 | hämtdatum=2010-11-15}}</ref>
| deklination={{DEK| +19|22|32.304}}<ref name="simbad" />
| skenbar_magnitud=6,078<ref name="simbad" />
|u-b_färgindex    = 
|b-v_färgindex    = 
|v-i_färgindex    = 
|v-r_färgindex    = 
|r-i_färgindex    = 
| stjärnbild=[[Pegasus (stjärnbild)|Pegasus]]
| klass=A8m:<ref name="apj221">{{tidskriftsref | författare = Kurtz, D. W. | rubrik=Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars | tidskrift=Astrophysical Journal | år=1978 | volym=221 | sid=869–880 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...221..869K | hämtdatum=2007-05-14 | doi=10.1086/156090}}</ref>/DA<ref name="mnras270">{{tidskriftsref | författare=Barstow, M. A.; Holberg, J. B.; Koester, D.  | rubrik=Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi  | tidskrift=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  | år=1994  | volym=270  | nummer=3  | sid=516  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.270..516B | hämtdatum=2007-05-15}}</ref>
| variabel = Pulserande variabel av [[Delta Scuti-variabel|Delta Scuti-typ]] (DSCTC)<ref name="apj221" />
| radial_v=-11,4<ref name="simbad" />
| egen_ra=80,23<ref name="simbad" />
| egen_dek=17,28<ref name="simbad" />
| parallax=21,72
| p_fel=0,78
| absolut_magnitud=2,762{{anmärkning|Den absoluta magnituden ''M<sub>v</sub>'' ges av:
:<math> M_v = V + 5(\log_{10} \pi + 1) = 2,762 </math>
där ''V'' är den visuella magnituden och ''π'' är parallaxen.<ref>{{bokref| förnamn=Roger John | efternamn=Tayler | år=1994 | titel=The Stars: Their Structure and Evolution | utgivare=Cambridge University Press | sid=16 | isbn=0521458854}}</ref> }}
| massa=1,65<ref name="mnras267" />/1,15<ref name="pasp105" />
| radie=1,6<ref name="mnras267" />/0,006<ref name="mnras270" />
| lum=8,0/0,12{{anmärkning|Baserat på:
:<math> \frac{L}{L_{sun}} = \left ( \frac{R}{R_{sun}} \right )^2 \left ( \frac{T_{eff}}{T_{sun}} \right )^4 </math>
där ''L'' är luminositeten, ''R'' är radien och ''T<sub>eff</sub>'' är den effektiva temperaturen.<ref>{{webbref |efternamn=Krimm |förnamn=Hans |datum=19 augusti 1997 |url=http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html |titel=Luminosity, Radius and Temperature |utgivare=Hampden-Sydney College |hämtdatum=2007-05-16 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20030508233052/http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html |arkivdatum=8 maj 2003 }}</ref> }}
| temp=7&nbsp;700<ref name="nras278">{{tidskriftsref   | författare=B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen
  | rubrik=The chemical composition of IK Pegasi   | tidskrift=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society   | år=1996 | volym=278 | nummer=3 | sid=688–696   | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.278..688S}}</ref>/35&nbsp;500<ref name="pasp105" />
| metall=117<ref name="nras278" /><ref name="mnras267" />/– % Sun
| rotation=<&nbsp;32,5<ref name="nras278" />/–&nbsp;km/s
| ålder=5–60&nbsp;×&nbsp;10<sup>7</sup><ref name="mnras267" /> 
| andra_namn=[[Harvard Revised catalogue|HR&nbsp;8210]], [[Bonner Durchmusterung|BD&nbsp;+18°4794]], [[Henry Draper catalogue|HD&nbsp;204188]], [[Smithsonian Astrophysical Observatory|SAO&nbsp;107138]], [[Hipparcos catalogue|HIP&nbsp;105860]].<ref name="simbad" />
<br />'''B:''' WD&nbsp;2124+191, EUVE&nbsp;J2126+193.<ref name="apj502">{{tidskriftsref | författare=Vennes, S.; Christian, D. J.; Thorstensen, J. R. | rubrik=Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions | tidskrift=The Astrophysical Journal | år=1998 | volym=502 | nummer=2 | sid=763–787 | url=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/502/2/763/37057.html | hämtdatum=2010-11-15 | doi=10.1086/305926  arkivurl=https://web.archive.org/web/20200614053141/https://iopscience.iop.org/article/0004-637X/502/2/763/37057.html | arkivdatum=2020-06-14 | arkivurl=https://web.archive.org/web/20200614053141/https://iopscience.iop.org/article/0004-637X/502/2/763/37057.html }}</ref><ref>{{tidskriftsref | författare = Vallerga, John |rubrik=The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field | tidskrift=Astrophysical Journal | år=1998 | volym=497 | sid=77–115 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..921V | hämtdatum=2010-11-15 | doi=10.1086/305496}}</ref>}}

'''IK Pegasi''', eller '''HR 8210''', är en pulserande [[variabel stjärna|variabel]] av [[Delta Scuti-variabel|Delta Scuti-typ]] (DSCTC) och ett [[stjärnsystem|system]] av [[dubbelstjärna|dubbelstjärnor]] i [[stjärnbild]]en [[Pegasus (stjärnbild)|Pegasus]]. Systemet är precis tillräckligt klart lysande för att ses med blotta ögat och ligger omkring 150&nbsp;[[ljusår]] från [[solsystemet]]. 

Den primära stjärnan, IK Pegasi A, är en stjärna av [[spektraltyp]] A i [[huvudserien]] som uppvisar mindre pulseringar i [[luminositet]]. IK Pegasi A kategoriseras som en stjärna av Delta Scuti-typ, med en luminositetsvariation som upprepar sig cirka 22,9 gånger per dag.<ref name="mnras267">{{tidskriftsref  | författare=D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd|rubrik=Pulsational Activity on Ik-Pegasi| tidskrift=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| år=1994 | volym=267 | nummer=4 | sid=1045–1052| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.267.1045W| hämtdatum=2007-04-14}}</ref> Dess kompanjon, IK Pegasi B, är en massiv [[vit dvärg]] - en stjärna som har utvecklats förbi huvudserien och som inte längre genererar energi genom [[kärnfusion|fusion]]. De kretsar kring varandra var 21,7 dag och har ett genomsnittligt avstånd på omkring 31&nbsp;miljoner kilometer, eller 0,21&nbsp;[[astronomisk enhet|astronomiska enheter]] (AU). Det är mindre än [[Merkurius]] omloppsbana kring [[solen]].

IK Pegasi B är den närmaste kända [[supernova]]kandidaten. När den primära stjärnan - IK Pegasi A - börjar utvecklas till en [[röd jätte]] förväntas den växa till en radie där den [[vit dvärg|vita dvärgen]] kan dra till sig materia från det expanderande gasformiga höljet. När den vita dvärgen närmar sig [[Chandrasekhargränsen]] på 1,44&nbsp;[[solmassa|solmassor]] (M<sub>☉</sub>) kan den explodera som en [[Supernova typ Ia|supernova av typ Ia]].<ref name="mnras262">{{tidskriftsref | författare=Wonnacott, D.; Kellett, B. J.; Stickland, D. J. | rubrik=IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system | tidskrift=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | år=1993 | volym=262 | nummer=2 | sid=277–284 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.262..277W  | hämtdatum=2007-05-15}}</ref>

==Observationer==

Stjärnsystemet katalogiserades i den astrometriska undersökningen ''[[Durchmusterung]]'' från 1862 som BD&nbsp;+18°4794B. Därefter förekom den i [[Edward Charles Pickering]]s ''[[Bright Star Catalogue]]'' från 1908 som HR 8210.<ref>{{tidskriftsref |författare= Pickering, Edward Charles | rubrik=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 (100 mm) meridian photometers | tidskrift=Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College  | år=1908 | volym=50 | sid=182 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1908AnHar..50....1P | hämtdatum=2007-05-14}}</ref> Namnet "IK Pegasi" kommer från den namngivningsmetod för variabla stjärnor som introducerades av [[Friedrich Wilhelm August Argelander]].

Undersökningar av stjärnans [[spektroskopi|spektrografiska]] egenskaper visade den karaktäristiska [[absorptionslinje]]förskjutningen hos ett binärt stjärnsystem. Förskjutningen skapas när stjärnornas omloppsbana tar dem först mot och sedan iväg från observatören vilket skapar en [[dopplereffekt]] i absorptionslinjernas våglängd. Mätning av förskjutningen gör att astronomer kan bestämma den relativa orbitala hastigheten för åtminstone en av stjärnorna även om de inte kan särskilja de individuella komponenterna.<ref>{{webbref | författare= | url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html | titel=Spectroscopic Binaries | utgivare =University of Tennessee| hämtdatum=2007-06-09}}</ref>

1927 använde den kanadensiska astronomen [[William Edmund Harper]] den tekniken för att mäta denna binära stjärnas period och bestämde den till 21,724&nbsp;dagar. Han uppskattade ursprungligen omloppsbanans [[excentricitet (astronomi)|excentricitet]] till 0,0027. Senare beräkningar gav en excentricitet på noll, vilket är värdet för en cirkulär omloppsbana.<ref name="mnras262" /> Hastighetsamplituden uppmättes till 41,5&nbsp;km/s, vilket är den primära stjärnans högsta hastighet längs siktlinjen till solsystemet.<ref>{{tidskriftsref | författare = Harper, W. E. | rubrik=The orbits of A Persei and HR 8210 | tidskrift=Publications of the Dominion Astrophysical Observatory | år=1927 | volym=4 | sid=161–169 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PDAO....4..161H | hämtdatum=2007-05-14}}</ref>

Avståndet till systemet IK Pegasi kan mätas direkt genom att observera systemets små [[parallax]]förskjutningar (jämfört med mer avlägsna bakgrundsstjärnor) när jorden kretsar kring solen. Förskjutningen mättes med hög precision av rymdteleskopet [[Hipparcos]] vilket gav ett avstånd på 150&nbsp;[[ljusår]] med en exakthet på ±5&nbsp;ljusår.<ref>{{tidskriftsref | författare=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 | rubrik=The HIPPARCOS Catalogue | tidskrift=Astronomy and Astrophysics | år=1997 | volym=323 | sid=L49–L52 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997A&A...323L..49P | hämtdatum=2007-05-14}}</ref> Samma rymdteleskop mätte även systemets [[egenrörelse]], det vill säga den lilla vinkelrörelse som IK Pegasi gör över himlen på grund av dess rörelse genom rymden. Kombinationen av avståndet och egenrörelsen kan användas för att beräkna IK Pegasis tvärgående hastighet till 16,9&nbsp;km/s.{{anmärkning|Egenrörelsen <!--net proper motion--> kan man räkna ut genom:
:<math> \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 77,63\, </math>&nbsp;mas/y.
där <math>\mu_\alpha</math> och <math>\mu_\delta</math> är komponenterna av egenrörelsen i [[Rektascension|RA]] och [[Deklination (astronomi)|Dec.]]. Den resulterande tvärgående hastigheten är:
:<math> V_t = \mu \cdot 4,74 d\,(\operatorname{pc}) = 16,9\, </math>&nbsp;km/s.
där ''d''(pc) är distansen i [[parsec]].<ref>{{webbref | efternamn=Majewski | förnamn=Steven R. | år=2006 | url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | titel=Stellar Motions | utgivare=University of Virginia | hämtdatum=2007-05-14 | arkivurl=https://www.webcitation.org/64wt1u3UR?url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | arkivdatum=2012-01-25 }}
</ref>}} Den tredje komponenten, den heliocentriska [[radialhastighet]]en, kan mätas med den genomsnittliga [[rödförskjutning]]en (eller blåförskjutning) av stjärnspektrumet. ''General Catalogue of Stellar Radial Velocities'' listar en radialhastighet på -11,4&nbsp;km/s för systemet.<ref>{{bokref | efternamn=Wilson | förnamn=Ralph Elmer | år=1953 | titel=General catalogue of stellar radial velocities | utgivare=Carnegie Institution of Washington | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953QB901.W495..... | hämtdatum=2007-05-14}}</ref> Kombinationen av dessa två rörelser ger en rymdhastighet på 20,4&nbsp;km/s relativt solen.{{anmärkning|Med [[Pythagoras sats]] får man hastigheten<!--net velocity--> genom:
:<math> V = \sqrt{ {V_r}^2 + {V_t}^2} = \sqrt{11,4^2 + 16,9^2} = 20,4\, </math>&nbsp;km/s.
där <math>V_r</math> är radialhastigheten och <math>V_t</math> är den tvärgående hastigheten. }}

Det gjordes ett försök att fotografera systemets individuella komponenter med hjälp av [[rymdteleskopet Hubble]] men stjärnorna visade sig vara för nära varandra för att få bra upplösning.<ref>{{bokref  | författare=Burleigh, M. R.; Barstow, M. A.; Bond, H. E.; Holberg, J. B.
  | redaktör=Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S.   | kapitel = Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope  | titel = Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs   | sid = 222 | utgivare = Astronomy Society of the Pacific
  | datum = 28 juli – 1 augusti 1975 | utgivningsort = San Francisco  | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ASPC..226..222B   | hämtdatum = 2007-02-27 | isbn= 1-58381-058-7}}</ref> Färska mätningar med [[rymdteleskop]]et [[Extreme Ultraviolet Explorer]] gav en exaktare omloppsperiod på 21,72168&nbsp;±&nbsp;0,00009&nbsp;dagar.<ref name="apj502"/> Systemets [[banlutning]] tros vara sådan att banplanet ligger nästan exakt i siktlinjen från jorden. Om det är så kan det vara möjligt att se en [[eklips]].<ref name="pasp105">{{tidskriftsref | författare=Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P.   | rubrik=The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638   | tidskrift=Publications of the Astronomical Society of the Pacific   | år=1999 | volym=105 | nummer=690 | sid=841–847  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..841L   | hämtdatum=2007-02-04  | doi=10.1086/133242}}</ref>

==IK Pegasi A==
[[Hertzsprung–Russell-diagram]]met (HR-diagram) är en grafisk presentation av stjärnors [[luminositet]] mot ett [[färgindex]]. IK Pegasi A är för närvarande en [[huvudseriestjärna]]. IK Pegasi A ligger dock i en smal, nästan vertikal remsa på diagrammet som kallas [[instabilitetsremsa]]n. Stjärnor som befinner sig i det här bandet oscillerar koherent, vilket resulterar i att stjärnans luminositet pulserar periodiskt.<ref name="araa33">{{Tidningsref |författare = A. Gautschy, H. Saio|titel = Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1|tidning = Annual Review of Astronomy and Astrophysics|datum = 1995|volym = 33|sidor = 75–114|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33...75G|hämtdatum = 14 maj 2007|doi = 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451}}</ref>

Pulseringarna är ett resultat av en process som kallas ''κ''-mekanismen. En del av stjärnans yttre [[atmosfär]] [[absorbans|absorberar]] mer strålning på grund av partiell [[jonisering]] av vissa grundämnen. När dessa atomer tappar en [[elektron]] ökar sannolikheten att de kommer absorbera energi. Detta resulterar i sin tur i en temperaturökning som gör att atmosfären expanderar. Den uppblåsta atmosfären blir mindre joniserad och förlorar energi, vilket gör att den kallnar och blir mindre igen. Resultatet är en periodisk pulsering av atmosfären och en matchande luminositetsvariation.<ref name="araa33" />

[[Fil:Size IK Peg.png|höger|320px|miniatyr|De relativa dimensionerna av IK Pegasi A (vänster), B (mitten ner) och solen (höger).<ref>För en förklaring av stjärnfärgerna, se {{Webbref |datum=21 december 2004 |url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html |titel=The Colour of Stars |utgivare=Australia Telescope Outreach and Education |hämtdatum=26 september 2007 |arkivurl=https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html |arkivdatum=10 mars 2012 }}</ref>]]

Stjärnorna inom instabilitetsremsan som korsar huvudserien kallas [[Delta Scuti-variabel|Delta Scuti-variabler]]. De har fått sitt namn från den typiska stjärnan för sådana variabler, [[Delta Scuti]]. Variablerna varierar vanligtvis från [[spektraltyp]] A2 till F8, och en stjärnluminositetsklass av III ([[underjätte|underjättar]]) till V ([[huvudseriestjärna|huvudseriestjärnor]]). De är variabler med korta perioder som har regelbundna pulsperioder på mellan 0,025 och 0,25&nbsp;dagar. Delta Scuti-stjärnor har en sammansättning av grundämnen som liknar solens (se [[Population (astronomi)|Population I]]-stjärnor) och en massa mellan 1,5 och 2,5&nbsp;M<sub>☉</sub>.<ref>{{Webbref|efternamn=Templeton |förnamn=Matthew |år=2004 |url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml |titel=Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables |utgivare=AAVSO |hämtdatum=23 januari 2007 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20061026110020/http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml |arkivdatum=26 oktober 2006 }}</ref> IK Pegasi A:s pulseringsfrekvens har beräknats till 22,9 cykler per dag, eller en var 0,044&nbsp;dagar.<ref name="mnras267" />

Astronomer definierar en stjärnas [[metallicitet]] som halten av [[grundämne]]n som har högre [[atomnummer]] än helium. Detta mäts genom en [[spektroskopi]]sk analys av atmosfären, följd av en jämförelse med de förväntade resultaten från stjärnmodeller. I fallet IK Pegasus A är det beräknade metallöverskottet [M/H]&nbsp;=&nbsp;+0,07&nbsp;±&nbsp;0,20. Notationen ger [[logaritm]]en av förhållandet mellan metalliska grundämnen (M) och väte (H), minus logaritmen av solens metallförhållande. (Om stjärnan har samma metallöverskott som solen blir värdet således noll.) Ett logaritmiskt värde på 0,07 motsvarar ett faktiskt metallicitetsförhållande på 1,17, så stjärnan är omkring 17 % rikare på metalliska grundämnen än solen.<ref name="mnras267" /> Felmarginalen för resultatet är dock ganska stor.

Spektrumet av A-klass-stjärnor som IK Pegasi A uppvisar starka [[Balmerserien|Balmerlinjer]] av väte tillsammans med absorptionslinjer av joniserade metaller, inklusive K-linjen av joniserat [[kalcium]] (Ca&nbsp;II) på en våglängd av 393,3&nbsp;[[nanometer|nm]].<ref>{{Webbref |efternamn = Smith|förnamn = Gene|datum = 16 april 1999|url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html|titel = Stellar Spectra|utgivare = University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences|hämtdatum = 19 maj 2007}}</ref> Spektrumet av IK Pegasi A klassificeras som marginell Am (eller "Am:"), vilket betyder att den uppvisar samma kännetecken som spektraltyp A men är marginellt mer metalliserad. Det betyder att stjärnans atmosfär uppvisar absorptionslinjer för metalliska isotoper som är något starkare än normalt.<ref name="apj221"/> Stjärnor av spektraltyp Am är ofta delar av nära dubbelstjärnor med en kompanjon som har ungefär lika stor massa, såsom fallet är med IK Pegasi.<ref>{{Tidningsref |författare = J. G. Mayer, J. Hakkila|titel = Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors|tidning = Bulletin of the American Astronomical Society|datum = 1994|volym = 26|sidor = 868|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.0607M|hämtdatum = 14 maj 2007}}</ref>

Stjärnor av spektraltyp A är varmare och har större massa än solen, men som en följd är deras livsspann på huvudserien kortare. För en stjärna som har en massa som liknar IK Pegasi A (1,65&nbsp;M<sub>☉</sub>), är den förväntade livstiden på huvudserien 2-3&nbsp;×&nbsp;10<sup>9</sup>&nbsp;år, vilket är ungefär en fjärdedel av solens förväntade livstid.<ref>{{Webbref |författare = |år = 2005|url = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html|titel = Stellar Lifetimes|utgivare = Georgia State University|hämtdatum = 26 februari 2007}}</ref>

Vad gäller massan är den relativt unga [[Altair]] den närmaste stjärnan till solen som liknar komponent A – den har en beräknad massa som är 1,7 gånger [[solmassa]]n. Dubbelstjärnesystemet i sin helhet har vissa likheter med det närliggande systemet [[Sirius]], som har en primär stjärna som tillhör klass A med en vit dvärg som kompanjon. Sirius A har dock större massa än IK Pegasi A och omloppsbanan för dess kompanjon är mycket större, med en halv storaxel på 30&nbsp;[[Astronomisk enhet|AU]].

==IK Pegasi B==
IK Pegasi A är en kompakt [[vit dvärg]]. Den här stjärnkategorin har nått slutet på sin evolutionära livstid och genererar inte längre energi genom [[kärnfusion]]. Istället strålar vita dvärgar stadigt iväg sin överskottsenergi, vanligtvis lagrad värme, blir kallare och svagare under flera miljarder år.<ref>{{Webbref |författare =|titel = White Dwarfs & Planetary Nebulas|datum = August 29, 2006|url = http://chandra.harvard.edu/xray_sources/white_dwarfs.html|utgivare = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|hämtdatum = 9 juni 2007}}</ref>

===Evolution===
Nästan alla små och medelstora stjärnor (lättare än omkring nio [[solmassa|solmassor]]) slutar som vita dvärgar när de har förbrukat sitt förråd av [[kärnfusion|termonukleärt]] bränsle.<ref>{{Tidningsref |författare = Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H.|titel = §3, How Massive Single Stars End Their Life|tidning = Astrophysical Journal|datum = 2003|volym = 591|nummer = 1|sidor = 288–300|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H|hämtdatum = 14 augusti 2007|doi = 10.1086/375341}}</ref> Sådana stjärnor ägnar större delen av sitt energiproducerande liv som en stjärna i [[huvudserien]]. Den tid som en stjärna tillbringar i huvudserien beror huvudsakligen på dess massa. Livslängden minskar ju större massan är.<ref>{{Webbref |efternamn = Seligman|förnamn = Courtney|år = 2007|url = http://cseligman.com/text/stars/mldiagram.htm|titel = The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars|hämtdatum = 14 maj 2007}}</ref> För att IK Pegasi B skall ha kunnat bli en vit dvärg före komponent A måste den således en gång ha varit större än komponent A. Faktum är att föregångaren till IK Pegasi B tros ha haft en massa mellan 5 och 8&nbsp;[[solmassa|solmassor]].<ref name="mnras262" />

När vätebränslet förbrukats i kärnan av IK Pegasi B:s föregångare utvecklades den till en [[röd jätte]]. Den inre kärnan kontraherade tills väteförbränningen började i ett skal som omgav heliumkärnan. För att kompensera för temperaturökningen expanderade det yttre höljet till flera gånger storleken av radien som den hade som stjärna i huvudserien. När kärnan nådde en temperatur och täthet där helium kunde börja genomgå fusion kontrakterade stjärnan och blev vad som kallas en stjärna på den [[horisontella jättegrenen]]. Det vill säga, den tillhörde en grupp stjärnor som faller på en grovt horisontell linje på [[Hertzsprung–Russell-diagram]]met. Heliumfusionen skapade en inert kärna av kol och syre. När helium förbrukades i kärnan skapades ett heliumförbrännande skal förutom det väteförbrännande skalet, och stjärnan flyttade till vad astronomer kallar för den [[asymptotiska jättegrenen]] (ett spår som leder till det övre högra hörnet av Hertzsprung–Russell-diagrammet). Om stjärnans massa var tillräcklig skulle kolfusion slutligen börja i kärnan och därigenom skapa [[syre]], [[neon]] och [[magnesium]].<ref name="evolution">{{Webbref |författare =|datum = August 29, 2006|url = http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html|titel = Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction|utgivare = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|hämtdatum = 10 augusti 2006}}</ref><ref>{{Webbref |efternamn = Richmond|förnamn = Michael|datum = October 5, 2006|url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|titel = Late stages of evolution for low-mass stars|utgivare = Rochester Institute of Technology|hämtdatum = 7 juni 2007}}</ref><ref>{{Webbref |efternamn = Darling|förnamn = David|url = http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html|titel = Carbon burning|utgivare = The Internet Encyclopedia of Sciencs|hämtdatum = 15 augusti 2007}}</ref>

En röd jättes yttre hölje, eller det yttre höljet av en stjärna på den [[asymptotiska jättegrenen]], kan expandera till flera hundra gånger solens radie och får därigenom en radie på omkring 5&nbsp;×&nbsp;10<sup>8</sup>&nbsp;km (3 AU) såsom den pulserande stjärnan [[Mira]].<ref>{{Webbref |författare = Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M.|datum = August 6, 1997|url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/|titel = Hubble Separates Stars in the Mira Binary System|utgivare = HubbleSite News Center|hämtdatum = 1 mars 2007}}</ref> Det är gott och väl mer än det nuvarande avståndet mellan de två stjärnorna i IK Pegasi, så under den här tidsperioden delade de två stjärnorna ett gemensamt hölje. Därför kan IK Pegasi A:s yttre atmosfär ha fått en ökning av isotoper tyngre än helium.<ref name="pasp105"/>

[[Image:NGC7293 (2004).jpg|right|thumb|[[Helixnebulosan]] skapas genom en stjärna som utvecklas till en vit dvärg. Bild från [[NASA]] & [[Europeiska rymdorganisationen|ESA]].]]

En tid efter att en inert kärna av syre och kol (eller syre, magnesium och neon) skapats, började termonukleär fusion inträffa längs med de två skal som är koncentriska med kärnregionen. Väte förbrändes längs det yttersta skalet, medan heliumfusion skedde i den inerta kärnan. Den här fasen med två skal var dock instabil, så den producerade termiska pulser som orsakade storskaliga massutstötningar från stjärnans yttre hölje.<ref>{{Tidningsref |författare = Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H.|titel = Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe|tidning = Science|datum = 2000|volym = 289|nummer = 5476|sidor = 88–90|url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5476/88|hämtdatum = 7 juni 2007|doi = 10.1126/science.289.5476.88|pmid = 10884230}}</ref> Det här utkastade materialet skapade ett väldigt moln av material kallat [[planetarisk nebulosa]]. Allt förutom en liten del av vätehöljet drevs iväg från stjärnan, vilket lämnade efter sig en vit dvärgrest som huvudsakligen bestod av den inerta kärnan.<ref name="apjs76">{{Tidningsref |författare = Iben|förnamn = Icko, Jr.|titel = Single and binary star evolution|tidning = Astrophysical Journal Supplement Series|datum = 1991|volym = 76|sidor = 55–114|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I|hämtdatum = 3 mars 2007|doi = 10.1086/191565}}</ref>

=== Sammansättning och struktur ===

IK Pegasi B:s inre kan antingen bestå helt och hållet av kol och syre, eller möjligtvis, om dess föregångare genomgick [[kolförbränning]], kan den ha en kärna av syre och [[neon]], omgivet av en mantel berikad med kol och syre.<ref>{{Tidningsref |författare = Gil-Pons, P.; García-Berro, E.|titel = On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems|tidning = Astronomy and Astrophysics|datum = 2001|volym = 375|sidor = 87–99|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001astro.ph..6224G|hämtdatum = 15 maj 2007|doi = 10.1051/0004-6361:20010828}}</ref><ref>{{Tidningsref|författare=Woosley, S. E.; Heger, A. |titel=The Evolution and Explosion of Massive Stars |tidning=Reviews of Modern Physics |datum=2002 |volym=74 |nummer=4 |sidor=1015–1071 |url=http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf |format=PDF |hämtdatum=30 maj 2007 |doi=10.1103/RevModPhys.74.1015 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20070929091739/http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf |arkivdatum=29 september 2007 }}</ref> Oavsett, så är dess yttre omgivet av en atmosfär bestående av nästan rent väte, som ger stjärnan dess [[spektraltyp]] DA. På grund av högre [[atommassa]] kommer allt helium i höljet ha sjunkit under väteskiktet.<ref name="mnras270"/> Hela stjärnans massa stöds av trycket från en gas av [[degenererad materia|degenererade]] [[elektron]]er, en effekt av [[Pauliprincipen]] som hindrar materien från att pressas samman till en mindre volym.

[[Fil:ChandrasekharLimitGraph sv-png.png|thumb|stående=1.3|Sambandet mellan en vit dvärgs radie och massa]]

Med en beräknad massa på 1,15&nbsp;M<sub>☉</sub> räknas IK Pegasi B som en vit dvärg med hög massa.{{anmärkning|De vita dvärgarna är snävt fördelade omkring en genomsnittlig massa på 0,58&nbsp;M<sub>☉</sub>. <br>Bara 2 % av alla vita dvärgar har större massa än solen.<ref>{{Tidningsref |författare = Holberg, J. B.; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F. C.; Cruise, A. M.; Penny, A. J.|titel = Sirius B: A New, More Accurate View|tidning = The Astrophysical Journal|datum = 1998|volym = 497|nummer = 2|sidor = 935–942|url = http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/497/2/935/36707.html|hämtdatum = 15 maj 2007|doi = 10.1086/305489}}</ref> }} Även om dess radie inte har observerats direkt kan den beräknas från teoretiska relationer mellan massan och radien på vita dvärgar,<ref>{{Webbref |url = http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition|titel = Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition|utgivare = ScienceBits|hämtdatum = 15 maj 2007}}</ref> vilket ger den ett värde på omkring 0,60 % av [[solradie|solens radie]].<ref name="mnras270" /> En annan källa ger dock värdet 0,72 %, så viss osäkerhet kvarstår fortfarande.<ref name="mnras267" /> Stjärnan packar alltså en massa som är större än solens i en volym som är ungefär lika stor som jordens, vilket ger en fingervisning om stjärnans extrema [[densitet]].{{anmärkning|<math> R_{\star} = 0,006 \cdot (6,96 \times 10^8)\,\mbox{m}\;\approx 4\ 200\ </math>&nbsp;km.}}
En vit dvärgs massiva och kompakta karaktär producerar en stark ytgravitation. Astronomer betecknar det här värdet genom [[Logaritm#Tiologaritmen_eller_briggska_logaritmen|tiologaritmen]] av [[Newtons gravitationslag|gravitationskraften]] i [[CGS-systemet|cgs-enheter]], eller log ''g''. För IK Pegasi B är log ''g'' 8,95.<ref name="mnras270" /> I jämförelse är jordens log ''g'' 2,99. Ytgravitationen på IK Pegasi är alltså över 900&nbsp;000 gånger starkare än gravitationen på jorden.{{anmärkning|Jordens [[tyngdacceleration]] vid ekvatorn är 9,780&nbsp;m/s<sup>2</sup>, eller 978,0 cm/s<sup>2</sup> i cgs-enheter. Således:
:<math>\log\ \operatorname{g}=\log\ 978,0=2,99</math>
Logaritmen av gravitationskrafternas kvot är 8,95 - 2,99<!-- = 5,96. Likhetstecknet ställer till problem för {{mall|anmärkning}} -->. Så:
:<math>10^{5,96} \approx 912\ 000 </math>}}

IK Pegasi B:s effektiva yttemperatur beräknas vara omkring 35&nbsp;500&nbsp;±&nbsp;1&nbsp;500&nbsp;[[Kelvin|K]],<ref name="pasp105" /> vilket gör den till en stark källa till [[ultraviolett strålning]].<ref name="mnras270"/>{{anmärkning|Enligt [[Wiens lag]] skulle en [[svartkropp]]s högsta utstrålning vid den här temperaturen ha en [[våglängd]] av:
:<math>\lambda_b = (2,898 \times 10^6 \operatorname{nm\ K})/(35\ 500\ \operatorname{K}) \approx 82\, </math>&nbsp;nm
som ligger i yttre kanten av den ultravioletta delen av det [[elektromagnetiskt spektrum|elektromagnetiska spektrumet]].}}
Under normala förhållanden skulle den här vita dvärgen fortsätta att kylas ner i mer än en miljard år, medan dess radie skulle kvarstå nästan oförändrad.<ref>{{Webbref|efternamn=Imamura |förnamn=James N. |datum=24 februari 1995 |url=http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html |titel=Cooling of White Dwarfs |utgivare=University of Oregon  accessdate=2007-05-19 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20070502023430/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html |arkivdatum= 2 maj 2007 }}</ref>

== Framtida evolution ==

I en artikel från 1993 identifierade David Wonnacott,  Barry J. Kellett och David J. Stickland systemet som en kandidat att utvecklas till en [[Supernova typ Ia|typ 1a-supernova]] eller en [[Variabel stjärna#Kataklysmiska variabler|kataklysmisk variabel]].<ref name="mnras262" /> I och med att den ligger på ett avstånd av 150&nbsp;ljusår är det den [[supernovakandidat]] som är närmast jorden. Under den tid som det kommer att ta för systemet att utvecklas till ett stadium där en supernova kan inträffa kommer den dock att ha förflyttat sig längre bort från jorden. Den kan dock fortfarande utgöra ett hot.

[[Fil:Mira 1997 UV.jpg|höger|miniatyr|Bilden från [[Hubbleteleskopet]] visar den pulserande [[Asymptotiska jättegrenen|asymptotiska jättegrensstjärnan]] Mira.]]

Någon gång i framtiden kommer IK Pegasi A ha förbrukat vätebränslet i sin kärna och börja utvecklas från huvudserien till att bli en röd jätte. En röd jättes hölje kan växa väldigt mycket och utöka sin storlek till uppemot hundra gånger den tidigare radien (eller mer). När IK Pegasi A expanderat till den punkt där dess yttre hölje når dess kompanjons [[Roche-lob]] kommer en gasformig [[ackretionsskiva]] bildas runt den vita dvärgen. Gasen, som huvudsakligen består av väte och helium, kommer då växa samman med ytan på kompanjonen. Massöverföringen mellan stjärnorna kommer också göra att deras gemensamma omloppsbana kommer krympa.<ref>{{Webbref|författare=K. A. Postnov, L. R. Yungelson |år=2014 |url=https://link.springer.com/article/10.12942/lrr-2014-3#Sec3 |titel=The Evolution of Compact Binary Star Systems |utgivare=Living Reviews in Relativity |datum=5 maj 2014 |hämtdatum=2 mars 2020 }}</ref>

På den vita dvärgens yta kommer den sammanväxta gasen komprimeras och upphettas. Vid något tillfälle kommer den ackumulerade gasen nå det tillstånd som krävs för att vätefusion ska inträffa, vilket producerar en [[termisk rusning]]sreaktion som kommer driva iväg en del av gasen från ytan. Det skulle resultera i en återkommande [[nova]]explosion - en kataklysmisk variabelstjärna - och den vita dvärgens luminositet skulle snabbt öka med flera [[skenbar magnitud|skenbara magnituder]] under en flera dagar eller månader lång period.<ref>{{Webbref|författare=Malatesta, K.; Davis, K. |månad=May |år=2001 |url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml |titel=Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae |utgivare=AAVSO |hämtdatum=20 maj 2007 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20070519171223/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml |arkivdatum=19 maj 2007 }}</ref> Ett exempel på en sådan stjärna är [[RS Ophiuchi]], ett binärt system som består av en röd jätte och en vit dvärgkompanjon. RS Ophiuchi har utvidgats till en (återkommande) nova åtminstone sex gånger och har varje gång assimilerat den mängd väte som behövs för att skapa en rusningsexplosion.<ref name="vsom0501">{{Webbref|efternamn=Malatesta |förnamn=Kerri |månad=May |år=2000 |url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/0500.shtml |titel=Variable Star Of The Month—May, 2000: RS Ophiuchi |utgivare=AAVSO |hämtdatum=15 maj 2007 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20070405021933/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0500.shtml |arkivdatum= 5 april 2007 }}</ref><ref>{{Tidningsref |förnamn = Susan|författare = Hendrix|titel = Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova|utgivare = NASA|datum = July 20, 2007|url = http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/rxte_supernova.html|hämtdatum = 25 maj 2007}}</ref>

Det är möjligt att IK Pegasi B kommer att följa ett liknande mönster.<ref name="vsom0501" /> För att ackumulera massa kan bara en del av den infångade gasen slungas ut, så att med varje cykel skulle den vita dvärgen öka stadigt i massa. Således skulle IK Pegasi B även om den betedde sig som en återkommande nova fortsätta att ackumulera ett växande hölje.<ref>{{Tidningsref |författare = Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P.|titel = The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae|tidning = Astronomy and Astrophysics|datum = 2000|volym = 362|sidor = 1046–1064|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..8444L|hämtdatum = 20 maj 2007}}</ref>

En alternativ modell, som gör att den vita dvärgen stadigt kan ackumulera massa utan novautbrott, är en så kallad CBSS-stjärna, en tät dubbelstjärna som är en supermjuk röntgenkälla. I ett sådant scenario skulle massöverföringen till den nära vita dvärgstjärnan vara sådan att en stadig fusionsförbränning kan bibehållas på ytan där det inkommande vätet förbrukas genom termonukleär förbränning till helium. Den här kategorin av supermjuka källor består av vita dvärgar med stor massa och väldigt höga yttemperaturer (0,5&nbsp;×&nbsp;10<sup>6</sup> till 1&nbsp;×&nbsp;10<sup>6</sup>&nbsp;K).<ref>{{cite conference | author=Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S.
 | editors=Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K. | title =On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf
 | booktitle =The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings | pages =252
 | publisher = Astronomical Society of the Pacific | year=2002 | location =San Francisco, California | url =http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ASPC..261..252L | accessdate = 2007-05-25}}</ref><ref>{{cite conference
 |first=Rosanne 
 |last=Di Stefano 
 |editor=J. Greiner 
 |title=Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae 
 |booktitle=Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources 
 |publisher=Springer-Verlag 
 |date=February 28–March 1, 1996 
 |location=Garching, Germany 
 |url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/9701199
 |format=PDF 
 |accessdate=2007-05-19 
 |id={{ISBN|3540613900}} 
}}</ref>

Om den vita dvärgens massa skulle uppnå [[chandrasekhargränsen]] på 1,44&nbsp;[[solmassa|solmassor]] kommer den inte längre stödjas av tryck från elektrondegenerationen och kommer kollapsa. För en kärna som huvudsakligen består av syre, neon och magnesium kommer den kollapsande vita dvärgen förmodligen bilda en [[neutronstjärna]]. I så fall kommer bara en del av stjärnans massa slungas ut.<ref>{{Webbref |författare = Fryer, C. L.; New, K. C. B.|datum = January 24, 2006|url = http://www.livingreviews.org/Articles/Volume6/2003-2new|titel = 2.1 Collapse scenario|verk = Gravitational Waves from Gravitational Collapse|utgivare = Max-Planck-Gesellschaft|hämtdatum = 7 juni 2007}}</ref> Om kärnan istället består av kol och syre kommer det ökande trycket och temperaturen istället initiera kolförbränning i centrumet innan chandrasekhargränsen uppnås. Det dramatiska resultatet är en rusande nukleär fusionsreaktion som förbränner en substantiell del av stjärnan inom en kort tid. Det kommer att vara tillräckligt för att lösgöra stjärnan i en kataklysmisk typ 1a-supernoveexplosion.<ref>{{Webbref |författare = |datum = 29 augusti 2006|url = http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index8.html|titel = Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction|utgivare = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|hämtdatum = 10 augusti 2006}}</ref>

En sådan supernovahändelse kan utgöra ett visst hot mot liv på jorden. Man tror att den primära stjärnan, IK Pegasi A, förmodligen inte kommer utvecklas till en röd jätte inom den nära framtiden. Som det visats tidigare är denna stjärnas rymdhastighet jämfört med solen 20,4&nbsp;km/s. Detta motsvarar att förflytta sig ett ljusår på 14&nbsp;700&nbsp;år. Efter 5&nbsp;miljoner år, kommer stjärnan vara separerad från solen med mer än 500&nbsp;ljusår. En typ 1a-supernova inom tusen [[parsec]] tros kunna påverka jorden.<ref>{{Webbref|url=http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt |titel=Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? |förnamn=Michael |efternamn=Richmond |datum=2005-04-08 |format=TXT |hämtdatum=30 mars 2006 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt |arkivdatum= 6 mars 2007 }}—se sektion 4.</ref>

Efter en supernoveexplosion kommer resten av givarstjärnan (IK Pegasus A) fortsätta med den slutgiltiga hastigheten den hade när den ingick i ett nära kretsande dubbelstjärnesystem. Den resulterande relativa hastigheten kan vara så hög som 100–200 km/s, vilket skulle kunna placera den bland höghastighetsmedlemmarna i [[Vintergatan]]. Kompanjonen kommer också ha förlorat lite massa under explosionen, och dess närvaro kan skapa ett gap i de expanderande spillrorna. Från den punkten och framåt kommer den utvecklas till en enda vit dvärg.<ref>{{Tidningsref |författare = Hansen|förnamn = Brad M. S.|titel = Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs|tidning = The Astrophysical Journal|datum = 2003|volym = 582|nummer = 2|sidor = 915–918|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002astro.ph..6152H|hämtdatum = 4 februari 2007|doi = 10.1086/344782}}</ref><ref>{{Tidningsref |författare = Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B.|titel = Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences|tidning = The Astrophysical Journal Supplement Series|datum = 2000|volym = 128|sidor = 615–650|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K|hämtdatum = 4 februari 2007|doi = 10.1086/313392}}</ref> Supernovaexplosionen kommer skapa en [[supernovarest]] av expanderande material som slutligen kommer att gå in i det omgivande [[interstellära mediet]].<ref>{{Webbref|författare =|datum = September 7, 2006|url = http://agile.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html|titel = Introduction to Supernova Remnants|utgivare = NASA/Goddard|hämtdatum = 20 maj 2007|arkivurl = https://web.archive.org/web/20070311020249/http://agile.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html|arkivdatum = 11 mars 2007}}</ref>

== Anmärkningar ==
{{anmärkningslista}}

== Källor ==
{{enwp|url=http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=IK_Pegasi&oldid=400702979}}

=== Noter ===
<references/>

==Externa länkar==
* {{webbref
 | efternamn=Davies | förnamn=Ben | år=2006
 | url=http://ben.davies.net/supernovae2.htm
 | titel=Supernova events | hämtdatum = 2007-06-01}}
* {{webbref
 | efternamn = Richmond | förnamn = Michael | datum =April 8, 2005
 | url =http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt
 | titel =Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth?
 | utgivare =The Amateur Sky Survey
 | hämtdatum = 2007-06-07}}
*{{webbref
|efternamn=Tzekova|förnamn=Svetlana Yordanova|datum=2004
|url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-310/#2.%20The%20main%20star%20-%20IK%20Peg%20A
|titel=IK Pegasi (HR 8210)
|utgivare=ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere)
|hämtdatum=2007-09-30}}

{{Stjärnor i Pegasus}}

[[Kategori:Stjärnbilden Pegasus]]
[[Kategori:Vita dvärgar]]
[[Kategori:Supernovakandidater]]
[[Kategori:Dubbelstjärnor]]
[[Kategori:Huvudseriestjärnor klass A]]
[[Kategori:Delta Scuti-variabler]]
[[Kategori:HR-objekt]]
[[Kategori:HD-objekt]]