IK الفرس الأعظم

آي كي بغاسي (آي كي الفرس الأعظم) (بالإنجليزية: K Pegasi)‏ أو (HR 8210) هو نظام ثنائي من النجوم في كوكبة الفرس الأعظم، يقع على مسافة تقدر بحوالي 150 سنة ضوئية من النظام الشمسي. ويمكن مشاهدته بالعين المجردة النجم (IK Pegasi A) من نجوم النسق الأساسي ورفيقة (IK Pegasi B) قزم ابيض ويدوران حول بعضهم البعض كل 21.7 يوما بمتوسط بعد يبلغ حوالي 31 مليون كيلو متر، أو 19 مليون ميل، أو 0.21 وحدة فلكية. وهذا أصغر من مدار عطارد حول الشمس.

آي كي بغاسي
موقع آي كي الفرس الأعظم في كوكبة الفرس الأعظم.
معلومات الرصد حقبة J2000      اعتدالان J2000
كوكبة	الفرس الأعظم
مطلع مستقيم	21سا 26د 26.6624ث[1]
الميل	+19° 22′ 32.304″[1]
القدر الظاهري (V)	6.078[1]
الخصائص
نوع الطيف	A8m:[2]/DA[3]
U−B مؤشر اللون	0.03[1]/–
B−V مؤشر اللون	0.24[1]/–
نوع التغير	Delta Scuti[2]
القياسات الفلكية
السرعة الشعاعية (Rv)	-11.4[1] كم/ث
الحركة الخاصة (μ)	80.23[1]17.28[1]
التزيح (π)	21.72 ± 0.78 د.ق
البعد	150 ± 5 س.ض (46 ± 2 ف.ف)
القدر المطلق (MV)	2.762[nb 1]
تفاصيل
كتلة	1.65[4]/1.15[5] ك☉
نصف قطر	1.6[4]/0.006[3] نق☉
إضاءة	8.0/0.12[nb 2] ض☉
جاذبية سطحية (log g)	4.25[4]/8.95[3] سم.غ.ثا
درجة الحرارة	7,700[6]/35,500[5] ك
معدنية	117[4][6]/– % Sun
دوران	< 32.5[6]/– km/s
عمر	5–60 × 107[4] سنة
تسميات اخرى
AB: V* IK Peg, HR 8210، BD +18°4794، HD 204188، SAO 107138، HIP 105860.[1] B: WD 2124+191, EUVE J2126+193.[7][8]
تعديل مصدري - تعديل

IK Pegasi B هو أقرب مستعر أعظم مرشح معروف، فعندما يبدأ النجم الأساسي بالتطور إلى عملاق أحمر من المتوقع أن ينمو نصف قطره إلى حيث يمكن للقزم الأبيض أن يراكم المادة من الغلاف الغازي المتوسع. وعندما يقترب القزم الأبيض من حد شاندراسيخار 1.4 كتلة شمسية ^[9] سينفجر على شكل مستعر أعظم نوع 1أ^[10]

عمليات الرصد

أبعاد نسبية النجم A(يسار)، B (الوسط) والشمس (يمين).^[11]

آدرج النظام النجمي ضمن فهرس مسح بون الفلكي تحت مسمى BD +18°4794B في عام 1862 .وظهر في وقت لاحق عام 1908 في فهرس النجم الساطع للفلكي الأمريكي إدوارد تشارلز بيكرنج تحت مسمى HR 8210.^[12]

تسمية «آي كي بغاسي» يتبع الشكل الموسع لتسمية النجوم المتغيرة الذي قدمة فريدريش فيلهلم آرغلاندر ^[13]

أظهرت دراسة السمات الطيفية لهذا النجم خط امتصاص إنزياحي مميز لنظام نجمي ثنائي. ينشئ هذا الإنزياح عندما ينقل المدار النجوم بأتجاه المراقب ثم بعيدا عنة، مما ينتج تأثير دوبلر في الطول الموجي لملامح الخط.قياس هذا الإنزياح يسمح لعلماء الفلك تحديد السرعة المدارية النسبية لنجم واحد على الأقل.

في عام 1927، الفلكي الكندي وليام هاربر استخدم هذه التقنية لقياس الفترة لهذا الخط الأحادي ثنائي الطيفية. وتوصل إلى أن الفترة تعادل 21.724 يوم. كما انة قدر مقدار الانحراف المداري بمثابة 0.027 درجة. وقد تم قياس سعة السرعة بنحو 41.5 كم/ثانية، والتي هي السرعة القصوى للعنصر الأساسي على طول خط أفق النظام الشمسي.^[14]

ملاحظات

1. القدر المطلق M_v يستخرج عن طريق:

   M_v = V + 5(log₁₀ π + 1) = 2.762

   حيث V هو القدر البصري و π التزيح. أنظر:
   Tayler، Roger John (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press. ص. 16. ISBN:0-521-45885-4.{{استشهاد بكتاب}}: صيانة الاستشهاد: التاريخ والسنة (link)
2. يستند الى:

   ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}{\frac {L}{L_{sun}}}=\left({\frac {R}{R_{sun}}}\right)^{2}\left({\frac {T_{eff}}{T_{sun}}}\right)^{4}\end{smallmatrix}}}$

   حيث L اللمعان, Rنصف القطر و T_eff هي درجة الحرارة الفعالة. See:
   Krimm، Hans (19 أغسطس 1997). "Luminosity, Radius and Temperature". Hampden-Sydney College. مؤرشف من الأصل في 2012-03-22. اطلع عليه بتاريخ 2007-05-16.