Mostrar código-fonte de IK Pegasi

{{Info/Estrela
|nome= IK Pegasi
|imagem=Location of IK Pegasi.png
|legenda=Localização de IK Pegasi
|epoca= J2000
|constelacao= [[Pegasus]]
|asc= {{RA|21|26|26,6624}}<ref name="simbad">{{Citar web
 |título    = SIMBAD Query Result: HD 204188 -- Spectroscopic binary
 |publicado  = Centre de Données astronomiques de Strasbourg
 |data       = 10 de junho de 2007
 |obra       = SIMBAD
 |url        = http://simbad3.u-strasbg.fr/sim-id.pl?protocol=html&Ident=HD+204188
 |acessodata = 24-05-2006
}}{{Ligação inativa|data=janeiro de 2019}} — ''Nota:'' alguns resultados buscam-se por meio da função "Display all measurements" da webpage.</ref>
|decl={{DEC|+19|22|32,304}}<ref name="simbad" />
|magnitudeapar=6,078<ref name="simbad" />
|espectral=A8m:<ref name="apj221">{{citar periódico
  |último = Kurtz |primeiro = D. W.
  |título=Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars
  |periódico=Astrophysical Journal
  |ano=1978 | volume=221 |páginas=869-880
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ…221..869K
  |acessodata=14-05-2007 }}</ref>/DA<ref name="mnras270" />
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|tipovariavel=[[Variável Delta Scuti|Delta Scuti]]<ref name="apj221" />
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|distanoluz=150 ± 5
|distparsec=46 ± 2
|magnitudeabs=2,762{{nota de rodapé|A magnitude absoluta ''M<sub>v</sub>'' se dá de:
: <math>M_v = V + 5(\log_{10} \pi + 1) = 2,762</math>
onde ''V'' é a magnitude visual e ''π'' é a paralaxe.<ref>{{citar livro
 |primeiro =Roger John |último =Tayler |ano=1994
 |título=The Stars: Their Structure and Evolution
 |publicado=Cambridge University Press
 |páginas=16
 |ISBN=0-521-45885-4}}</ref>}}
|massa=1,65<ref name="mnras267">{{citar periódico
  |autor1 =D. Wonnacott|autor2= B. J. Kellett|autor3= B. Smalley|autor4= C. Lloyd
  |título=Pulsational Activity on Ik-Pegasi
  |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
  |ano=1994 | volume=267 |número=4 |páginas=1045-1052
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.267.1045W
  |acessodata=14-04-2007 }}</ref>/1,15<ref name="pasp105">{{citar periódico
  |autor =Landsman, W.|autor2= Simon, T.|autor3= Bergeron, P.
  |título=The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638
  |periódico=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
  |ano=1999 | volume=105 |número=690 |páginas=841-847
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..841L
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|raio=1,6<ref name="mnras267" /> /0,0091<ref name="mnras270">{{citar periódico
  |autor =Barstow, M. A.|autor2= Holberg, J. B.|autor3= Koester, D.
  |título=Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi
  |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
  |ano=1994
  | volume=270
  |número=3
  |páginas=516
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.270..516B
  |acessodata=15-05-2007 }}</ref>
|gravidade=4,25<ref name="mnras267" /> /8,95<ref name="mnras270" />
|luminosidade=8,0/0,12{{nota de rodapé|Baseado em:
: <math>\frac{L}{L_{sol}} = \left ( \frac{R}{R_{sol}} \right )^2 \left ( \frac{T_{eff}}{T_{sol}} \right )^4</math>
onde ''L'' é a luminosidade, ''R'' é o raio e ''T<sub>eff</sub>'' é a temperatura efetiva.<ref>{{Citar web
 |ultimo      = Krimm
 |primeiro    = Hans
 |data        = 19 de agosto de 1997
 |url         = http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html
 |título     = Luminosity, Radius and Temperature
 |publicado   = Hampden-Sydney College
 |acessodata  = 16-05-2007
 |arquivourl  = https://web.archive.org/web/20030508233052/http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html#
 |arquivodata = 08-05-2003
 |urlmorta    = yes
}}</ref>}}
|temperatura=7&nbsp;700<ref name="nras278">{{citar periódico
  |autor =B. Smalley|autor2= K. C. Smith|autor3= D. Wonnacott|autor4= C. S. Allen
  |título=The chemical composition of IK Pegasi
  |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
  |ano=1996 | volume=278 |número=3 |páginas=688-696
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.278..688S }}</ref>/35.500<ref name="pasp105" />
|metal=117<ref name="mnras267" /><ref name="nras278" /> /– % Sol
|rotacao=<&nbsp;32,5<ref name="nras278" /> /–&nbsp;km/s
|idade=5–60&nbsp;×&nbsp;10<sup>7</sup><ref name="mnras267" />
|outrosnomes='''AB:''' V*&nbsp;IK&nbsp;Peg, [[Bright Star Catalogue|HR]] 8210, [[Bonner Durchmusterung|BD]] +18°4794, [[Catálogo Henry Draper|HD]] 204188, [[Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog|SAO]] 107138, [[Catálogo Hipparcos|HIP]] 105860.<ref name="simbad" />

'''B:''' WD&nbsp;2124+191, EUVE&nbsp;J2126+193.<ref name="apj502" /><ref>{{citar periódico
 |último = Vallerga |primeiro = John
 |título=The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field
 |periódico=Astrophysical Journal |ano=1998 | volume=497
 |páginas=77-115
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ…497..921V
 |acessodata=10-06-2007 }}</ref>
|basemap=Pegasus constellation map.png
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|tamanho= 8
}}
'''IK Pegasi''' (ou '''[[Bright Star Catalogue|HR]] 8210''') é uma [[estrela]] [[estrela binária|binária]] localizada na [[constelação]] de [[Pegasus]]. Encontra-se a uma distância de aproximadamente 150 [[ano-luz|anos-luz]] do [[Sistema Solar]], e pode ser observada a olho nu da [[Terra]] apenas em condições de visualização extremamente favoráveis.

O componente primário do sistema (IK Pegasi A) é uma estrela da [[sequência principal]] de [[classificação estelar|classe A]], e apresenta pequenas pulsações na [[luminosidade]]. É uma estrela [[estrela variável|variável Delta Scuti]], e tem um ciclo periódico que se repete 22,9 vezes por dia.<ref name="mnras267" /> Sua companheira (IK Pegasi B) é uma [[anã branca]] massiva que já passou pela sequência principal e deixou de gerar energia por [[fusão nuclear]]. As duas estrelas orbitam o [[centro de massa]] do sistema, completando uma volta a cada 21,7 dias, com uma separação média de 31 milhões de [[quilômetros]], ou 0,21 [[unidade astronômica|unidades astronômicas]] (UA).<ref name="asp222"/> Esse valor é menor que a órbita de [[Mercúrio (planeta)|Mercúrio]] ao redor do [[Sol]], que possui um [[período orbital|período]] de 88 dias e está a 58 milhões de quilômetros do Sol.<ref>{{citar web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/mercuryfact.html |título=Mercury Fact Sheet |autor =David Williams |data=17/10/2010 |obra=[[Goddard Space Flight Center]] |publicado=[[NASA]] |acessodata=18/11/2011}}</ref>

IK Pegasi B é a candidata mais próxima que se conhece a gerar uma [[supernova]]. Quando a estrela primária evoluir para uma [[gigante vermelha]], espera-se que tenha um tamanho suficiente para a anã branca iniciar o processo de [[Acreção (astrofísica)|acreção]]. Quando a anã branca atingir o [[limite de Chandrasekhar]], de 1,44 [[massas solares]], explodirá em uma [[supernova tipo Ia]].<ref name="mnras262">{{citar periódico
 |autor =Wonnacott, D.|autor2= Kellett, B. J.|autor3= Stickland, D. J.
 |título=IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system
 |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |ano=1993
 | volume=262
 |número=2
 |páginas=277-284
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.262..277W
 |acessodata=15-05-2007 }}</ref>

== Observação ==
Este sistema estelar foi catalogado no ''[[Bonner Durchmusterung]]'' ("Catálogo Astrométrico de Bonn") de 1862 como BD +18°4794B. Apareceu posteriormente no ''[[Bright Star Catalogue|Harvard Revised Photometry Catalogue]]'' de Edward Charles Pickering de 1908 como HR 8210.<ref>{{citar periódico
  |último = Pickering |primeiro = Edward Charles
  |título=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
  |periódico=Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College
  |ano=1908 | volume=50 |páginas=182
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1908AnHar..50....1P
  |acessodata=14-05-2007 }}</ref> A designação "IK Pegasi" pertence à forma estendida de nomenclatura para [[estrela variável|estrelas variáveis]] proposta por [[Friedrich Wilhelm Argelander|Friedrich W. Argelander]].<ref name=rabinowitz_vogel2009>{{citation |primeiro1 =Harold |último1 =Rabinowitz |primeiro2 =Suzanne |último2 =Vogel |ano=2009 |título=The manual of scientific style: a guide for authors, editors, and researchers |página=364 |publicado=Academic Press | isbn=0-12-373980-2 | url=http://books.google.com/books?id=YZCqJzffR20C&pg=PA364 }}</ref>

O exame [[Espectrógrafo|espectrográfico]] de IK Pegasi mostrou o deslocamento nas [[linha espectral|linhas de absorção]] característico de um sistema estelar binário. Esse deslocamento é produzido quando a órbita das estrelas as levam a afastar-se e aproximar-se do observador, produzindo uma variação no [[comprimento de onda]] da linha devida ao [[efeito Doppler]]. A medida dessa variação permite aos astrônomos determinar a velocidade orbital relativa de pelo menos de uma das estrelas mesmo não podendo observar diretamente os componentes individuais.<ref>{{Citar web
 | autor=Staff
 | url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html
 |título=Spectroscopic Binaries
 | publicado =University of Tennessee
 |acessodata=09-06-2007 }}</ref>

Em 1927, o astrônomo canadense [[William Edmund Harper|William E. Harper]] aplicou esta técnica para medir o período orbital desta [[estrela binária#Binárias espectroscópicas|binária espectroscópica de linha única]] e o determinou em 21,724 dias. Ele também inicialmente estimou a [[excentricidade orbital]] em 0,027 (estimações posteriores deram uma excentricidade de essencialmente zero, que é um valor para uma órbita totalmente circular).<ref name="mnras262" /> A velocidade de amplitude foi estimada em 41,5&nbsp;km/s, que é a velocidade máxima do componente primário segundo a linha de observação que vai do mesmo ao [[Sistema Solar]].<ref>{{citar periódico
  |último = Harper |primeiro = W. E.
  |título=The orbits of A Persei and HR 8210
  |periódico=Publications of the Dominion Astrophysical Observatory
  |ano=1927 | volume=4 |páginas=161-169
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PDAO....4..161H
  |acessodata=14-05-2007 }}</ref>

A distância até o sistema IK Pegasi pode ser calculada diretamente por meio da observação das minúsculas variações na [[paralaxe]] deste sistema (em contraste com o fundo de estrelas mais distantes) conforme a Terra orbita o Sol. Estas variações foram calculadas precisamente pelo satélite astrométrico [[Hipparcos]], obtendo uma distância estimada em 150 [[ano-luz|anos-luz]] (com margem de erro de ±5 anos-luz).<ref>{{citar periódico
  |autores =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
  |título=The HIPPARCOS Catalogue
  |periódico=Astronomy and Astrophysics |ano=1997 | volume=323
  |páginas=L49-L52
  | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997A&A…323L..49P
  |acessodata=14-05-2007 }}</ref> O mesmo satélite mediu também o [[estrela de movimento próprio|movimento próprio]] do sistema. Este é o pequeno movimento angular de IK Pegasi no céu por causa de seu movimento através do espaço.

A combinação da distância e do movimento próprio deste sistema pode ser utilizada para calcular a velocidade transversal de IK Pegasi em 16,9&nbsp;km/s.{{nota de rodapé|O movimento próprio total se dá por:
: <math>\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 77,63\,\mbox{mas/y}</math>.
onde <math>\mu_\alpha</math> e <math>\mu_\delta</math> são o movimento próprio em ascensão reta e declinação, respectivamente. A velocidade transversal resultante é:
: <math>V_t = \mu \cdot 4,74 d\,(\operatorname{pc}) = 16,9\,\mbox{km}</math>.
onde ''d''(pc) é a distância em parsecs.<ref name="majewski">{{Citar web | ultimo = Majewski | primeiro = Steven R. | ano = 2006 | url = http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | título = Stellar Motions | publicado = University of Virginia | acessodata = 15-05-2007 | arquivourl = https://www.webcitation.org/64wt1u3UR?url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html# | arquivodata = 25-01-2012 | urlmorta = yes }}</ref>}} O terceiro componente, a [[velocidade radial]] heliocêntrica, pode ser obtido através do [[desvio para o vermelho]] do espectro estelar. O ''[[General Catalogue of Stellar Radial Velocities]]'' ("Catálogo Geral de Velocidades Radiais Estelares") estima uma velocidade radial de -11,4&nbsp;km/s para este sistema.<ref>{{citar livro
  |último =Wilson |primeiro =Ralph Elmer |ano=1953
  |título=General catalogue of stellar radial velocities
  |publicado=Carnegie Institution of Washington
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953QB901.W495.....
  |acessodata=14-05-2007 }}</ref> A combinação destes movimentos produz uma velocidade espacial de 20,4&nbsp;km/s em relação ao Sol.{{nota de rodapé|Segundo o [[teorema de Pitágoras]], a velocidade total é obtida a partir de:
: <math>V = \sqrt{{V_r}^2 + {V_t}^2} = \sqrt{11,4^2 + 16,9^2} = 20,4\,\mbox{km/s}</math>.
onde <math>V_r</math> é a velocidade radial e <math>V_t</math> é a velocidade transversal, respectivamente.}}

Já houve tentativas de fotografar os componentes individuais deste sistema binário utilizando o [[Telescópio Espacial Hubble]], mas as estrelas estavam demasiado próximas uma da outra para serem distinguidas.<ref name="asp222">{{citar conferência
  |autor =Burleigh, M. R.; Barstow, M. A.; Bond, H. E.; Holberg, J. B.
  | editor=Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S.
  |título= Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope
  |títulolivro= Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs
  |páginas= 222 |publicado= Astronomy Society of the Pacific
  |outros= 28 de julho – 1 de agosto de 1975 |local= San Francisco
  | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ASPC..226..222B
  |acessodata= 27-02-2007 |isbn= 1-58381-058-7 }}</ref> Medidas recentes feitas com o telescópio espacial [[Extreme Ultraviolet Explorer]] obtiveram um período orbital mais preciso, de 21,72168 ± 0,00009 dias.<ref name="apj502">{{citar periódico
 |autor =Vennes, S.; Christian, D. J.; Thorstensen, J. R.
 |título=Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions
 |periódico=The Astrophysical Journal
 |ano=1998
 | volume=502
 |número=1
 |páginas=763–787
 | url=http://www.journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/305926
 |acessodata=15-05-2007 }}</ref> Acredita-se que a [[inclinação orbital|inclinação]] do [[plano orbital]] deste sistema seja de 90°, quando visto da Terra. Se este for o caso, seria possível observar um [[eclipse]].<ref name="pasp105" />

== Componente A ==
O [[diagrama de Hertzsprung-Russell]] (ou diagrama HR) é um diagrama que mostra a relação entre [[luminosidade]] e [[tipo espectral]] em um grupo de estrelas. IK Pegasi A é atualmente uma estrela da [[sequência principal]], um termo utilizado para descrever um grupo de estrelas que fundem hidrogênio em seu núcleo de acordo com sua posição no diagrama HR. Contudo, IK Pegasi A encontra-se numa banda estreita e vertical do diagrama HR conhecida como [[faixa de instabilidade]]. As estrelas dessa região oscilam de uma maneira coerente, resultando em pulsações periódicas na luminosidade da estrela.<ref name="araa33">{{citar periódico
  |autor =A. Gautschy, H. Saio
  |título=Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1
  |periódico=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
  |ano=1995 | volume=33 |páginas=75–114
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33…75G
  |acessodata=14/05/2007 }}</ref>

As pulsações resultam de um processo conhecido como mecanismo ''κ'' (kappa). Uma parte da [[atmosfera]] externa da estrela torna-se [[Absorbância|opticamente grossa]] devido à [[ionização]] parcial de certos elementos. Quando estes átomos perdem um [[elétron]], a probabilidade de que absorvam energia aumenta. Esta absorção resulta em um aumento da temperatura que causa a expansão da atmosfera. Esta atmosfera inflada torna-se menos ionizada e perde energia, diminuindo assim de tamanho. O resultado deste ciclo é a pulsação periódica da atmosfera e uma variação correspondente da luminosidade.<ref name="araa33" />

[[Ficheiro:Size IK Peg.svg|esquerda|300px|thumb|As dimensões relativas de IK Pegasi A (esquerda), B (centro abaixo) e o Sol (direita).<ref>For an explanation of the star colors, see: {{citar web
 |data=21 de dezembro de 2004
 | url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
 |título=The Colour of Stars
 |publicado=Australia Telescope Outreach and Education
 |acessodata=26-06-2007 }}</ref>]]

As estrelas que se encontram na zona da faixa de instabilidade que cruza a sequência principal denominam-se [[Variável Delta Scuti|variáveis Delta Scuti]]. Recebem o nome da estrela protótipo dessa classe de variáveis, [[Delta Scuti]]. A [[classificação estelar]] das variáveis Delta Scuti varia de A2 a F8, e a classe de luminosidade de III ([[estrela subgigante|subgigantes]]) a V (estrelas da [[sequência principal]]). São variáveis de curto período que possuem um ritmo de pulsação regular de 0,025 e 0,25 dias. As estrelas Delta Scuti têm um grande número de elementos similares aos do Sol (ver estrelas de [[metalicidade|população I]]) e entre 1,5 e 2,5 [[massa solar|massas solares]].<ref>{{Citar web
  | ultimo = Templeton | primeiro = Matthew | ano = 2004
  | url = http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml
  |título= Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables
  | publicado = AAVSO |acessodata= 2007-01-23 }}</ref> O ritmo de pulsações de IK Pegasi A foi calculado em 22,9 ciclos ao dia, ou uma vez a cada 0,044 dias.<ref name="mnras267" />

Os astrônomos definem a [[metalicidade]] de uma estrela como a abundância de elementos químicos que possuem [[número atômico]] superior ao do [[hélio]]. É calculada por meio de uma análise [[espectroscopia|espectroscópica]] da atmosfera, seguida de uma comparação com os resultados de modelos estelares computadorizados. No caso de IK Pegasi A, a abundância de metal estimada é de [M/H]=+0,07 ± 0,20. Esta notação permite obter o [[logaritmo]] da proporção de elementos metálicos (M) em relação ao hidrogênio (H), menos o logaritmo da proporção de metal do Sol (assim, se a estrela se iguala à abundância de metal do Sol, este valor será zero). Um valor logarítmico de 0,07 é equivalente a uma proporção de 1,17, então a estrela é 17% mais rica em elementos metálicos do que o Sol.<ref name="mnras267" /> Contudo, a margem de erro deste resultado é bastante grande.

O espectro de estrelas de classe A, tais como IK Pegasi A, mostra fortes [[Série de Balmer|linhas de Balmer]] de hidrogênio junto às linhas de absorção de metais ionizados, incluindo a linha K de [[cálcio]] ionizado (Ca II) no comprimento de onda de 393,3 [[nanómetro|nm]].<ref>{{Citar web
 | ultimo=Smith | primeiro=Gene |data=16 de abril de 1999
 | url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 |título=Stellar Spectra
 | publicado=University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences
 |acessodata=19-05-2007 }}</ref> O espectro de IK Pegasi A classifica-se como Am marginal (ou "''Am:''"), o que significa que existem características de uma classe espectral A mas que está ligeiramente metalizada. Isto quer dizer que a atmosfera desta estrela apresenta ligeiras (mas anormais) linhas de absorção, para os isótopos metalizados, algo mais forte do que o normal.<ref name="apj221" /> As estrelas do tipo espectral Am são frequentemente membros de binárias próximas com uma companheira de aproximadamente a mesma massa, como é o caso de IK Pegasi.<ref>{{citar periódico
  |autor =J. G. Mayer, J. Hakkila
  |título=Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors
  |periódico=Bulletin of the American Astronomical Society
  |ano=1994 | volume=26 |páginas=868
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS…184.0607M
  |acessodata=14-05-2007}}</ref>

As estrelas de classe espectral A são maiores e mais massivas do que o Sol. Mas, como consequência disto, sua fase de sequência principal é correspondentemente breve. Para uma estrela de massa similar à de IK Pegasi A (1,65 massa solar), sua expectativa de vida na sequência principal é de 2-3 × 10<sup>9</sup> anos, o que equivale a aproximadamente metade da idade atual do Sol.<ref>{{Citar web
  | autor=Anonymous | ano = 2005
  | url = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html
  |título= Stellar Lifetimes
  | publicado = Georgia State University
  |acessodata= 26-02-2007 }}</ref>

Em termos de massa, a relativamente jovem [[Altair (estrela)|Altair]] é a estrela mais próxima da Terra parecida a IK Pegasi A — é de classe A7 e estima-se que tenha 1,7 [[massas solares]]. O sistema binário como um todo tem algumas similaridades com o sistema de [[Sirius]], que consiste de uma estrela primária de classe A e uma companheira anã branca. Contudo, Sirius A é muito mais massiva que IK Pegasi A, e a órbita de sua companheira é mais extensa, com um semieixo maior de 20 [[unidade astronômica|UA]].

== Componente B ==
A estrela companheira é uma densa [[anã branca]]. Esse tipo de objeto estelar chegou ao final de sua vida evolutiva e já não gera energia por meio de [[fusão nuclear]]. Em seu lugar, e em circunstâncias normais, uma anã branca irradiará, de maneira estável, a energia que lhe resta, tornando-se fria e perdendo luminosidade ao longo de vários bilhões de anos.<ref>{{Citar web
 | autor=Staff |título=White Dwarfs & Planetary Nebulas
 |data=29 de agosto de 2006
 | url =http://chandra.harvard.edu/xray_sources/white_dwarfs.html
 | publicado =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 |acessodata= 09-06-2007 }}</ref>

=== Evolução ===
[[Ficheiro:IK Pegasi animated.gif|thumb|180px|direita|Evolução de IK Pegasi.]]
Praticamente todas as estrelas de massa pequena ou intermediária (menos de nove [[massa solar|massas solares]]) terminarão convertendo-se em uma anã branca, uma vez que tenham consumido todas as suas reservas de combustível [[fusão nuclear|termonuclear]].<ref>{{citar periódico
 |autor =Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H.
 |título=§3, How Massive Single Stars End Their Life
 |periódico=Astrophysical Journal
 |ano=2003 | volume=591 |número=1 |páginas=288-300
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ…591..288H
 |acessodata=14-08-2007 }}</ref> Tais estrelas ficam a maior parte de suas vidas como produtoras de energia na [[sequência principal]]. O tempo que elas permanecem na sequência principal depende principalmente de sua massa, sendo que o tempo de vida diminui com o aumento de massa).<ref>{{Citar web
 | ultimo = Seligman
 | primeiro = Courtney
 | ano=2007
 | url =http://cseligman.com/text/stars/mldiagram.htm
 |título=The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars
 |acessodata= 14-05-2007
}}</ref> Desta maneira, para que IK Pegasi B tenha se convertido em uma anã branca antes que o componente A, devia ser no passado muito mais massiva que ele. De fato, acredita-se que o progenitor de IK Pegasi B tinha uma massa entre cinco e oito massas solares.<ref name="mnras262" />

Após consumir o hidrogênio de seu núcleo, IK Pegasi B evoluiu para uma [[gigante vermelha]]. O núcleo interno se contraiu até que a queima de hidrogênio começou na camada que rodeava o núcleo de hélio. Para compensar este aumento da temperatura, a camada exterior expandiu-se para várias vezes o raio que a estrela tinha na sequência principal. Quando o núcleo adquiriu uma temperatura e densidade na qual o hélio podia começar sua fusão, esta estrela se contraiu e se converteu no que se conhece como uma estrela de [[ramo horizontal]], ou seja, pertencente a um grupo de estrelas que se moveram a uma linha horizontal no diagrama HR. A fusão do hélio formou um núcleo inerte de [[carbono]] e [[oxigênio]]. Quando o hélio foi totalmente consumido no núcleo, formou-se uma camada de fusão de hélio (acima da camada de carbono formada previamente) e a estrela moveu-se para o que astrônomos chamam de [[ramo gigante assimptótico]] (RAG). Tendo a massa suficiente, com o tempo o processo de [[Fusão nuclear do carbono|fusão do carbono]] poderia começar no núcleo, produzindo oxigênio, [[néon]] e [[magnésio]].<ref name="evolution">{{Citar web
 | autor=Staff
 |data=29 de agosto de 2006
 | url =http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html
 |título=Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction
 | publicado =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 |acessodata= 10-08-2006
}}</ref><ref>{{Citar web
 | ultimo = Richmond | primeiro = Michael |data=5 de outubro de 2006
 | url =http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 |título=Late stages of evolution for low-mass stars
 | publicado =Rochester Institute of Technology
 |acessodata= 07-06-2007 }}</ref><ref>{{Citar web
 | ultimo = Darling | primeiro = David
 | url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html
 |título=Carbon burning
 | publicado=The Internet Encyclopedia of Sciencs
 |acessodata=15-08-2007 }}</ref>

A camada externa de uma gigante vermelha ou RAG pode expandir-se para centenas de vezes o raio do Sol, ocupando um raio de 5 × 10<sup>8</sup> [[quilômetro|km]] (3 [[unidade astronômica|UA]]), como é o caso da estrela pulsante RAG [[Mira (estrela)|Mira]].<ref>{{Citar web
  | autor=Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M.
  |data=6 de agosto de 1997
  | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/
  |título= Hubble Separates Stars in the Mira Binary System
  | publicado = HubbleSite News Center |acessodata= 01-03-2007 }}</ref> Esse valor é bem maior que a separação atual das duas estrelas de IK Pegasi, portanto durante esse período as estrelas compartilharam uma camada comum. Como consequência disto, a atmosfera exterior de IK Pegasi A pode ter recebido incrementos de isótopos.<ref name="pasp105" />

[[Ficheiro:NGC7293 (2004).jpg|thumb|225px|direita|A Nebulosa Helix (ou NGC 7293) formou-se a partir da evolução de uma estrela que virou uma anã branca. ''Crédito:[[NASA]]/[[ESA]]''.]]

Certo tempo depois da formação do núcleo inerte de oxigênio e carbono (ou de oxigênio,, magnésio e néon), reinicia-se a fusão termonuclear ao longo das camadas concêntricas à região do núcleo: hidrogênio queimava nas camadas mais externas enquanto a fusão do hélio ocorria ao redor do núcleo inerte. Contudo, esta fase de dupla camada é instável, e produzia pulsos termais que causavam ejeções de massa em grande escala da camada externa da estrela.<ref>{{citar periódico
 |autor =Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H.
 |título=Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe
 |periódico=Science |ano=2000 | volume=289
 |número=5476 |páginas=88–90
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5476/88
 |acessodata=07-06-2007 }}</ref> Este material ejetado formou uma nebulosa imensa denominada [[nebulosa planetária]]. Toda a camada de hidrogênio, com exceção de uma pequena fração, foi afastando-se da estrela, deixando para trás uma anã branca, remanescente composta pelo núcleo inerte.<ref name="apjs76">{{citar periódico
  |último = Iben |primeiro = Icko, Jr.
  |título=Single and binary star evolution
  |periódico=Astrophysical Journal Supplement Series
  |ano=1991 | volume=76 |páginas=55–114
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS…76…55I
  |acessodata=03-03-2007 }}</ref>

[[Ficheiro:ChandrasekharLimitGraph.svg|esquerda|280px|thumb|Este gráfico mostra o raio teórico de uma anã branca, segundo sua massa. A curva verde é para um modelo de gás de elétrons [[Relatividade especial|relativísticos]].]]
=== Composição e estrutura ===
O interior de IK Pegasi B pode ser composto por completo de carbono e oxigênio. Alternativamente, se sua progenitora passou pelo processo de fusão do carbono, pode ter um núcleo de oxigênio e néon coberto por uma camada enriquecida de carbono e oxigênio.<ref>{{citar periódico
 |autor =Gil-Pons, P.; García-Berro, E.
 |título=On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems
 |periódico=Astronomy and Astrophysics |ano=2001
 | volume=375 |páginas=87–99
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001astro.ph..6224G
 |acessodata=15-05-2007 }}</ref><ref>{{citar periódico |autor=Woosley, S. E.; Heger, A. |título=The Evolution and Explosion of Massive Stars |periódico=Reviews of Modern Physics |ano=2002 |volume=74 |número=4 |páginas=1015–1071 |url=http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf |formato=PDF |acessodata=30-05-2007 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070929091739/http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf# |arquivodata=29-09-2007 |urlmorta=yes }}</ref> Em qualquer caso, o núcleo de IK Pegasi B está coberto por uma atmosfera de hidrogênio quase puro, o que dá à estrela a [[classificação estelar|classificação]] de DA. Devido à maior [[massa atômica]], qualquer hélio existente na atmosfera irá para baixo da camada de hidrogênio.<ref name="mnras270" />

Com uma massa estimada de 1,15 massas solares, considera-se IK Pegasi B uma anã branca de massa elevada.{{nota de rodapé|As anãs brancas estão minuciosamente divididas em uma massa média de 0,58 massas solares, e só 2%<ref>{{citar periódico
 |autor =J. B. Holberg, M. A. Barstow, F. C. Bruhweiler, A. M. Cruise, A. J. Penny
 |título=Sirius B: A New, More Accurate View
 |periódico=The Astrophysical Journal
 |ano=1998 | volume=497 |páginas=935–942
 | url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v497n2/36707/sc0.html
 |acessodata=15-05-2007 }}</ref> de todas as anãs brancas têm ao menos uma massa solar.}} Embora seu raio não tenha sido observado de maneira direta, pode-se estimar, a partir de relações teóricas conhecidas entre a massa e o raio das anãs brancas,<ref>{{Citar web
 | url =http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition
 |título=Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition
 | publicado =ScienceBits
 |acessodata= 15-05-2007 }}</ref> um valor de aproximadamente 0,60% do [[raio solar]]<ref name="mnras270"/> (outras fontes sugerem um valor de 0,72%, então existe uma incerteza acerca deste resultado).<ref name="mnras267" /> Desta forma, a estrela acumula uma massa maior que a do Sol em um volume aproximadamente do tamanho da Terra, o que indica a extrema [[densidade]] deste objeto.{{nota de rodapé|<math>R_{\star} = 0,006 \cdot (6,96 \times 10^8)\,\mbox{m}\;\approx 4200\,\mbox{km}</math>.}}

A natureza massiva e compacta de uma anã branca produz uma gravidade superficial forte. Os astrônomos determinam este valor com o [[logaritmo]] decimal da [[gravidade|força gravitacional]] em unidades [[Sistema CGS de unidades|cgs]], o log ''g''. Para IK Pegasi B, o log ''g'' é 8,95.<ref name="mnras270" /> Por comparação, o log ''g'' da Terra é de 2,99; assim, a força gravitacional de IK Pegasi B é 900&nbsp;000 vezes a força gravitacional da Terra.{{nota de rodapé|1=A gravidade superficial da Terra é de 9,780&nbsp;m/s², ou 978,0&nbsp;cm/s² em unidades cgs. Portanto:
: <math>\log\ \operatorname{g}=\log\ 978,0=2,99</math>
O logaritmo da diferença da força gravitacional é 8,95 - 2,99 = 5,96. Assim:
: <math>10^{5,96} \approx 912.000</math>
}}

A [[temperatura efetiva|temperatura superficial efetiva]] em IK Pegasi B é estimada em 35&nbsp;000 ± 1&nbsp;500 [[Kelvin|K]],<ref name="pasp105" /> tornando-a uma poderosa fonte de [[raios ultravioleta]].<ref name="mnras270" />{{nota de rodapé|Segundo a [[Lei de Wien]], o pico de emissão de um [[corpo negro]] a esta temperatura está no comprimento de onda:
: <math>\lambda_b = (2,898 \times 10^6 \operatorname{nm\ K})/(35500\ \operatorname{K}) \approx 82\,\mbox{nm}</math>
que se encontra na zona ultravioleta do [[espectro eletromagnético]].}} Em condições normais, esta anã branca continuará a esfriar-se durante mais de bilhões de anos, enquanto seu raio se manteria essencialmente sem mudanças.<ref>{{Citar web
 |ultimo      = Imamura
 |primeiro    = James N.
 |data        = 24 de fevereiro de 1995
 |url         = http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html
 |título     = Cooling of White Dwarfs
 |publicado   = University of Oregon
 |acessodata  = 19-05-2007
 |arquivourl  = https://web.archive.org/web/20061215101415/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html#
 |arquivodata = 15-12-2006
 |urlmorta    = yes
}}</ref>

== Evolução futura ==
[[Imagem:Mira 1997 UV.jpg|direita|thumb|180px|Esta imagem do [[Telescópio Espacial Hubble]] mostra a pulsação da estrela AGB ([[ramo gigante assimptótico]]) Mira.]]
Em uma publicação de 1993, David Wonnacott, Barry J. Kellett e David J. Stickland identificaram este sistema como um candidato a evoluir para uma [[supernova tipo Ia]] ou em uma [[estrela variável|estrela variável cataclísmica]].<ref name="mnras262" /> Em algum momento no futuro, IK Pegasi A consumirá todo o hidrogênio de seu núcleo e começará a evoluir da sequência principal até formar uma gigante vermelha. A atmosfera de uma gigante vermelha pode se expandir a dimensões gigantescas, estendendo-se a até cem vezes seu raio anterior (ou mais). Quando IK Pegasi A se expandir a ponto de sua camada externa ultrapassar o [[lóbulo de Roche]] de sua companheira, um [[disco de acreção]] gasoso será formado ao redor da anã branca. Este gás, composto principalmente de hidrogênio e hélio, irá se juntar à superfície de sua companheira pelo processo de [[acreção (astrofísica)|acreção]]. Esta passagem de matéria entre as estrelas ocasionará também a redução de suas órbitas.<ref>{{Citar web
 |autor       = K. A. Postnov, L. R. Yungelson
 |ano         = 2006
 |url         = http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html
 |título     = The Evolution of Compact Binary Star Systems
 |publicado   = Living Reviews in Relativity
 |acessodata  = 16-05-2007
 |arquivourl  = https://web.archive.org/web/20070926235508/http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html#
 |arquivodata = 26-09-2007
 |urlmorta    = yes
}}</ref>

Na superfície da anã branca, a gravidade comprimirá e esquentará o gás agregado. Se o fluxo de gás da estrela maior para a anã branca não for interrompido o gás acumulado alcançará as condições necessárias para o início da fusão do hidrogênio, produzindo novamente a fusão nuclear na anã branca, mas desta vez em suas camadas externas. O constante fluxo de matéria e a fusão nuclear nas camadas externas podem detonar uma explosão em [[nova]]. A estrela anã branca pode resiste a explosão em nova. Este resultaria em uma (recorrente) explosão de nova — uma estrela variável cataclísmica — e a luminosidade da anã branca rapidamente aumentaria várias [[magnitude aparente|magnitude]]s durante um período de vários dias ou meses.<ref>{{Citar web
 | autor1=Malatesta, K.|autor2= Davis, K |data=Maio de 2001
 | url =http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml
 |título=Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae
 | publicado =AAVSO |acessodata= 20-05-2007}}</ref> Um exemplo de sistema estelar assim é [[RS Ophiuchi]], um sistema binário formado por uma gigante vermelha e uma companheira anã branca. RS Ophiuchi explodiu como uma nova (recorrente) em seis ocasiões, diminuindo cada vez mais a massa crítica de hidrogênio necessária para uma explosão.<ref name="vsom0501">{{Citar web
 | ultimo = Malatesta | primeiro = Kerri |data=Maio de 2000
 | url =http://www.aavso.org/vstar/vsots/0500.shtml
 |título=Variable Star Of The Month—May, 2000: RS Ophiuchi
 | publicado =AAVSO |acessodata= 15-05-2007 }}</ref><ref>{{citar jornal
 |primeiro =Susan |último =Hendrix
 |título=Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova
 |publicado=NASA |data=20 de julho de 2007
 | url=http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/rxte_supernova.html
 |acessodata=25-05-2007 }}</ref>

É possível que IK Pegasi B siga um padrão semelhante.<ref name="vsom0501" /> Contudo para poder acumular massa, só pode ser ejetada uma porção do gás acrescido, de modo que, a cada ciclo, a anã branca aumentaria sua massa de maneira gradual. Assim, mesmo comportando-se como uma nova recorrente, IK Pegasi B poderia continuar acumulando uma camada crescente.<ref>{{citar periódico
 |autor =Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P.
 |título=The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae
 |periódico=Astronomy and Astrophysics |ano=2000 | volume=362
 |páginas=1046–1064
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..8444L
 |acessodata=20-05-2007 }}</ref>

Um modelo alternativo que permite à anã branca acumular massa de maneira estável sem converter-se em uma nova denomina-se binária próxima [[fonte de raio X supersuave]](CBSS). Neste cenário, a taxa de transferência da massa à anã branca é tal que a fusão pode manter-se na superfície enquanto o hidrogênio é consumido na fusão termonuclear para produzir hélio. Este tipo de fontes supersuaves consistem em anãs brancas de grande massa com temperaturas superficiais muito elevadas (0,5-1 × 10<sup>6</sup> [[Kelvin|K]]).<ref>Conferência em 25-05-2007 de Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. y los editors Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K. titulada ''On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf''. O livro se chamava 'The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings' e tem 252 págs. Foi publicado pela Astronomical Society of the Pacific em 2002 em San Francisco, California. Para mais informações: http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ASPC..261..252L</ref><ref>Conferência de Rosanne Di Stefano intitulada ''Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae'' baseada no livro ''Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources'' (ISBN 3-540-61390-0), editado por J. Greiner e publicado por Springer-Verlag. Ocorrida em 28 de fevereiro a 1 de março de 1996 em Garching, Alemania. Para mais informações veja [http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199 este documento pdf] {{Wayback|url=http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199#|date=20071023075217}}.</ref>

Se a massa da anã branca alcançar o [[limite de Chandrasekhar]] de 1,44 [[massas solares]], a pressão de degeneração dos elétrons deixará de apoiá-la e começará a colapsar. Com um núcleo composto principalmente de oxigênio, néon e magnésio, a anã branca que se colapsa seguramente formará uma [[estrela de nêutrons]]. Neste caso, só uma fração da massa da estrela será ejetada como resultado do processo.<ref>{{Citar web
 | autor=Fryer, C. L.; New, K. C. B.
 |data=24 de janeiro de 2006
 | url =http://www.livingreviews.org/Articles/Volume6/2003-2new
 |título=2.1 Collapse scenario
 | obra=Gravitational Waves from Gravitational Collapse
 | publicado =Max-Planck-Gesellschaft |acessodata= 07-06-2007 }}</ref> Contudo, se o núcleo for composto de oxigênio-carbono, o colapso fará com que uma porção substancial da estrela sofra uma fusão nuclear em um curto período de tempo. Isto seria suficiente para que a estrela se desintegre e se forme uma cataclísmica explosão de supernova tipo Ia.<ref>{{Citar web
 | autor=Staff |data=29 de agosto de 2006
 | url =http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index8.html
 |título=Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction
 | publicado =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 |acessodata= 10-08-2006 }}</ref>

Esta supernova pode causar danos à Terra. Acredita-se que a estrela primária, IK Pegasi A, tenha pouquíssimas probabilidades de evoluir para uma gigante vermelha em um futuro próximo. Como foi mostrado anteriormente, a velocidade espacial desta estrela relativa ao Sol é de 20,4&nbsp;km/s. Isto equivale a mover-se uma distância de um ano-luz a cada 14&nbsp;700 anos. Cinco milhões de anos depois, por exemplo, esta estrela estará separada do Sol por mais de 500 anos-luz. Acredita-se que supernova tipo Ia em até mill parsecs (3,3 mil&nbsp;anos-luz) seja capaz de afetar a Terra,<ref name=richmond20050408>{{citation |url=http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt |título=Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? |primeiro=Michael |último=Richmond |data=08/04/2005 |formato=TXT |acessodata=30/06/2006 |arquivodata=2007-03-06 |urlarquivo=https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt#|urlmorta=sim }}—ver seção 4.</ref> mas ela deve acontecer mais próxima que dez parsecs (cerca de 30 anos-luz) para causar danos significativos à bioesfera terrestre.<ref name=beech2011>{{citation |último =Beech |primeiro =Martin |ano=2011 | url=http://www.springerlink.com/content/y7x6725p80858636/ |título=The past, present and future supernova threat to Earth’s biosphere |periódico=Astrophysics and Space Science |publicado=Springer | doi = 10.1007/s10509-011-0873-9 |acessodata=2011-11-15 |bibcode = 2011Ap&SS.336..287B }}</ref>

Com a explosão da supernova, o remanescente da estrela dominante (IK Pegasi A) continuará com a velocidade final que tivera quando era membro do sistema binário próximo. A velocidade relativa resultante poderia ser tão alta quanto 100–200&nbsp;km/s, o que a colocaria entre os [[Cinemática estelar#Estrelas de alta velocidade|objetos de grande velocidade]] da [[Via Láctea|Galáxia]]. A companheira também perderia parte da massa durante a explosão, e sua presença poderia criar um espaço entre os restos que se expandiriam. Deste ponto em diante, evoluirá a uma estrela anã branca solitária.<ref>{{citar periódico
 |último = Hansen |primeiro = Brad M. S.
 |título=Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs
 |periódico=The Astrophysical Journal
 |ano=2003 | volume=582 |número=2 |páginas=915–918
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002astro.ph..6152H
 |acessodata=04-02-2007 }}</ref><ref>{{citar periódico
 |autor =Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B.
 |título=Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences
 |periódico=The Astrophysical Journal Supplement Series
 |ano=2000 | volume=128 |páginas=615–650
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh…61…77K
 |acessodata=04-02-2007 }}</ref> A explosão de supernova criará um [[remanescente de supernova|remanescente]] de material ou restos que se expandirão e eventualmente fundir-se-ão com o meio interestelar.<ref>{{Citar web
 | autor=Staff |data=7 de setembro de 2006
 | url =http://agile.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 |título=Introduction to Supernova Remnants
 | publicado =NASA/Goddard |acessodata= 20-05-2007 }}</ref>

{{Notas}}
{{Referências|col=2}}

== Ligações externas ==
{{Commons|IK Pegasi}}
* {{Citar web
 | ultimo=Davies | primeiro=Ben | ano=2006
 | url=http://ben.davies.net/supernovae2.htm
 |título=Supernova events |acessodata= 01-06-2007 }}
* {{Citar web
 | url = http://www.alcyone.de/SIT/bsc/HR8210.html
 |título= IK Pegasi | publicado = Alcyone
 |acessodata= 18-01-2007 }}
* {{Citar web | ultimo = Richmond | primeiro = Michael | data = 8 de Abril de 2005 | url = http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt | título = Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? | publicado = The Amateur Sky Survey | acessodata = 07-06-2007 | arquivourl = https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt# | arquivodata = 06-03-2007 | urlmorta = yes }}
* {{Citar web
|ultimo=Tzekova|primeiro=Svetlana Yordanova |data=2004
|url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-310/#2.%20The%20main%20star%20-%20IK%20Peg%20A
|título=IK Pegasi (HR 8210)
|publicado=ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere)
 |acessodata=30-09-2007}}

{{artigo destacado}}

{{DEFAULTSORT:Ik Pegasi}}
[[Categoria:Anãs brancas]]
[[Categoria:Constelação de Pegasus]]
[[Categoria:Estrelas de classe A da sequência principal]]
[[Categoria:Estrelas binárias]]