IK Pegasi (également appelée et ) est une étoile binaire de la constellation de Pégase. Située à une distance de 154 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 A. C'est une étoile variable de type Delta Scuti : sa luminosité subit une légère variation périodique par jour. Son compagnon (IK Pegasi B) est une naine blanche, une étoile qui a quitté la séquence principale et dans laquelle les réactions de fusion nucléaire se sont arrêtées. Elles tournent autour du centre de gravité du système en et sont en moyenne séparées de de kilomètres (0,21 ua), soit moins que la distance séparant 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 limite de Chandrasekhar de 1,44 masse solaire, elle explosera en supernova de type Ia.
Observation Le système stellaire est référencé dans le Bonner Durchmusterung (catalogue astrométrique de Bonn) de 1862 et le Harvard Revised Photometry Catalogue de Pickering de 1908 sous les désignations respectives BD +18°4794B Friedrich W. Argelander, , et HR 8210. Le nom IK Pegasi suit la nomenclature des étoiles variables introduite par Friedrich W. Argelander.
Le spectre de cette étoile est marqué par un décalage des raies d'absorption par effet Doppler caractéristique des systèmes binaires 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 résoudre les deux composantes.
En 1927, l'astronome canadien William E. Harper obtient par cette méthode la période et l'excentricité de cette binaire à un spectre qui sont respectivement et 0,027 (Selon un article de Lucy et Sweeny paru en 1971, la probabilité que l'orbite soit circulaire (excentricité nulle) est de 56 %). Harper calcule également que la vitesse maximale de l'étoile primaire du système le long de la ligne de visée est .
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 télescope Hipparcos. La distance de l'étoile a été estimée à . Le satellite a également mesuré le mouvement propre du système. Le satellite Gaia a permis d'améliorer la précision de la mesure de la parallaxe du système. Sa distance est réévaluée à .
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 . La vitesse radiale du système est obtenue en mesurant le décalage de son spectre par effet Doppler : cette vitesse est de - selon le General Catalogue of Stellar Radial Velocities (catalogue général des vitesses radiales stellaires). L'addition de ces deux mouvements donne une vitesse spatiale de par rapport au Soleil.
Une tentative fut effectuée pour photographier les deux composantes de l'étoile binaire à l'aide du télescope spatial Hubble. Celle-ci échoua car les deux étoiles étaient trop proches pour les résoudre. De récentes mesures avec lExtreme Ultraviolet Explorer a permis d'estimer plus précisément la période orbitale à . L'inclinaison du 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.
Composante A IK Pegasi A est une étoile de la séquence principale, c'est-à-dire qu'elle 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.
Les pulsations sont dues à un processus appelé le mécanisme κ. Une partie de l'atmosphère externe de l'étoile devient opaque en raison de l'ionisation partielle de certains éléments. Lorsque ces atomes 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.
droite|320px|vignette|Vue d'artiste donnant les dimensions relatives d'IK Pegasi A (gauche), B (en bas au centre) et du Soleil (droite)Pour une explication de la couleur des étoiles, voir . Les étoiles de la partie de la bande d'instabilité qui traverse la séquence principale sont appelées variables de type Delta Scuti en référence à Delta Scuti. Les variables de type Delta Scuti vont généralement des classes spectrales A2 à F8 et des classes de luminosité MKK III (sous-géante) à V (étoile de la séquence principale). Ce sont des variables à faible période, entre . 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 . La fréquence des pulsations d'IK Pegasi A est de 22,9 par jour, soit une tous les .
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] = +0,07 ± 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 fois plus de métaux que le Soleil, soit fois plus. L'étoile est donc 17 % plus riche en éléments métalliques que le Soleil. Cependant, la marge d'erreur est relativement élevée.
Le spectre des étoiles de classe A, telle IK Pegasi A, présente des raies de Balmer de forte intensité. Il contient également des raies d'absorption dues aux métaux ionisés, parmi lesquelles la raie K du calcium ionisé (Ca II) à une longueur d'onde de . 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 isotopes métalliques. 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.
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– années, soit la moitié de l'âge du Soleil.
En termes de masse, l'étoile analogue à la composante A la plus proche du Soleil est Altaïr. Sa masse est estimée à 1,7 masse solaire. Le système binaire présente quelques ressemblances avec 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 , est plus éloignée du centre de gravité du système.
Composante B La composante B est une naine blanche. Ces 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.
Évolution vignette|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. 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. 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.
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 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 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.
Le rayon des géantes rouges et des 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 (3 UA). 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 isotopique.
Après que le noyau oxygène-carbone (ou oxygène-néon) inerte s'est formé, la réaction de 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. 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.
Composition et structure vignette|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 s'est produite au sein de son étoile progénitrice. Dans ce dernier cas, son manteau serait riche en carbone et en oxygène. Dans les deux scénarios, la couche externe de l'étoile est constituée presque exclusivement d'hydrogène : IK Pegasi B est donc une étoile de classe DA. En raison de sa masse atomique plus élevée, l'hélium de l'enveloppe aura migré sous la couche d'hydrogène. La gravité créée par la masse de l'étoile est intégralement compensée par la pression de dégénérescence des électrons, un phénomène quantique limitant la quantité de matière présente dans un volume donné.