IK Pegasus

IK Pegasus (IK Pegasi, förkortning IK Peg, eller HR 8210 ) är en dubbelstjärna i stjärnbilden Pegasus . Den ligger på ett avstånd av cirka 150 ljusår från solsystemet och dess ljusstyrka är tillräcklig för att vara synlig för blotta ögat .

Huvudkomponenten ( IK Pegasus A ) är en huvudsekvensstjärna av spektraltyp A som klassificeras som en variabel stjärna av Delta Scuti-typ och uppvisar lätta pulsationer i ljusstyrka med en ljusstyrkeändringsfrekvens på ungefär 22,9 gånger per dag [4] . Dess följeslagare ( IK Pegasus B ) är en massiv vit dvärg  , en stjärna som har lämnat huvudsekvensen och inte längre producerar energi genom fusion . De kretsar runt varandra med en period av 21,7 dagar på ett genomsnittligt avstånd av cirka 31 miljoner km , eller 0,21 astronomiska enheter (AU) från varandra, vilket är mindre än radien för Merkurius bana .

IK Pegasus B  är den närmast kända kandidaten för en framtida supernova . Så snart som huvudstjärnan i systemet börjar förvandlas till en röd jätte , kommer den att växa till en radie där den vita dvärgen kan öka massan genom att ansamla materia från det expanderade gashöljet. När en vit dvärg når Chandrasekhar-gränsen på 1,44 solmassor kan den explodera som en supernova av typ Ia [12] .

Observationshistorik

För första gången katalogiserades denna stjärna 1862 , och nådde Bonn Review under numret BD +18°4794B. Senare, 1908, dök den upp i Harvard Revised Catalog som HR 8210 [13] . Beteckningen IK Pegasus tilldelades efter att dess variation upptäcktes, i enlighet med nomenklaturen för beteckningen av variabla stjärnor som föreslagits av Friedrich Argelander .

Studiet av denna stjärnas spektrala egenskaper visade en karakteristisk förskjutning av absorptionslinjerna i det binära systemet . Denna förskjutning sker när stjärnan rör sig i sin bana, först mot observatören och sedan bort från observatören, vilket skapar en periodisk dopplerförskjutning i spektrallinjerna. Mätningar av denna förskjutning tillåter astronomer att bestämma den relativa omloppshastigheten för åtminstone en av stjärnorna, även om de inte kan lösa de enskilda komponenterna [14] .

År 1927 använde den kanadensiska astronomen William E. Harper denna metod för att bestämma omloppsperioden för den spektroskopiska binära IK Pegasus och fann att den var 21,724 dagar . Dessutom antog han ursprungligen att banans excentricitet är 0,027. (Senare uppskattningar visar att excentriciteten i praktiken är noll, vilket tyder på en cirkulär bana) [12] . Den maximala hastigheten för huvudkomponenten längs siktlinjen från jorden är 41,5 km/s [15] .

Avståndet till IK Pegasus- systemet kan mätas direkt från observationer av stjärnans parallax , eftersom det är tillräckligt nära. Denna periodiska förskjutning mättes med hög noggrannhet av den astrometriska satelliten Hipparcos , vilket gjorde det möjligt att uppskatta avståndet till stjärnan till 150 ± 5 ljusår [ 16] . Hipparcos mätte också den korrekta rörelsen av detta system (liten vinkelförskjutning av IK Pegasus på himlen på grund av dess rörelse i rymden)

Systemets kända avstånd och korrekta rörelse gör det möjligt att uppskatta tvärhastigheten för IK Pegasus , som visade sig vara 16,9 km/s [nb 3] . Den tredje komponenten i rörelsen, den radiella hastigheten, kan beräknas från medelförskjutningen mot den röda eller blå sidan av stjärnspektrat. Den allmänna katalogen över stjärnors radiella hastigheter ( Catalog of Stellar Radial Velocities ) indikerar att den radiella hastigheten för detta system är -11,4 km/s [17] . Kombinationen av radiella och tvärgående rörelser ger en rymdhastighet på 20,4 km/s med avseende på solen [nb 4] .

År 2000 gjordes ett försök att fotografera de enskilda komponenterna i detta binära system med hjälp av rymdteleskopet Hubble , men stjärnorna var för nära för att kunna lösas individuellt [18] . Nyligen genomförda mätningar av det orbitala ultravioletta observatoriet EUVE ( Extreme Ultraviolet Explorer ) gav en mer exakt uppskattning av omloppsperioden på 21,72168(9) dagar [19] . Det antas att lutningen av systemets banas plan mot siktlinjen är nära 90°, det vill säga att den kan ses från jorden nästan på kanten. I detta fall är det möjligt att observera periodiska förmörkelser av huvudkomponenten av en vit dvärg [8] .

IK Pegasus A

Hertzsprung-Russell-diagrammet visar förhållandet mellan ljusstyrka och färgindex för många stjärnor. IK Peg A är för närvarande på huvudsekvensen , det vill säga den tillhör den grupp av stjärnor där energiutsläppet tillhandahålls av termonukleär förbränning av väte . IK Peg A ligger dock i ett smalt, nästan vertikalt band på Hertzsprung-Russell-diagrammet, som är känt som instabilitetsbandet . Ljusstyrkan hos stjärnor i detta band fluktuerar som ett resultat av periodiska pulsationer av stjärnans yta [21] .

Pulsationerna uppstår som ett resultat av en process som kallas kappamekanismen . En del av stjärnans yttre atmosfär blir optiskt ogenomskinlig på grund av den partiella joniseringen av enskilda element. När dessa atomer förlorar en elektron är det mer sannolikt att de absorberar energi. Detta leder till en ökning av temperaturen, vilket leder till expansion av atmosfären. Den expanderade atmosfären blir mindre joniserad och förlorar energi, vilket gör att den svalnar och krymper. Som ett resultat av denna cykel uppstår periodiska pulsationer av atmosfären och motsvarande förändringar i ljusstyrka [21] .

Stjärnor i området av remsan av instabilitet som korsar huvudsekvensen kallas Delta Scuti (δ Sct) variabler. Sådana variabler, som Delta Scuti blev prototypen för , är vanligtvis stjärnor av spektraltypen från A2 till F8 och ljusstyrkaklassen från III ( subjättar ) till V (huvudsekvensstjärnor). Dessa stjärnor är kortperiodiska variabler med regelbundna pulsationer mellan 0,025 och 0,25 dagar. Stjärnor av typen δ Sct har ett överflöd av tunga element, liknande solen (se Metallicitet ), och en massa på 1,5 till 2,5 M ⊙ [22] . Frekvensen av IK Pegasus A -pulsationer har uppskattats till 22,9 cykler per dag, eller en gång var 63:e minut [4] .

Astronomer definierar en stjärnas metallicitet som närvaron i dess atmosfär av kemiska element som har ett högre atomnummer än helium (som alla kallas metaller inom astrofysik). Detta värde mäts med hjälp av spektralanalys av atmosfären och uppskattas sedan i jämförelse med resultaten från förberäknade stjärnmodeller. I fallet med IK Pegasus A är metalliciteten [M/H] 0,07±0,20. En sådan post ger logaritmen för förhållandet mellan mängden metaller (M) och väte (H), minus logaritmen för solens metallicitet. (Alltså, om stjärnan har samma metallicitet som solen, så blir värdet på logaritmen noll). Inom felet sammanfaller metalliciteten hos IK Pegasus A med solenergin.

Spektrum av stjärnor som IK Peg A visar starka Balmer-linjer av väte tillsammans med absorptionslinjer för joniserade metaller, inklusive K-linjerna av joniserat kalcium (Ca II) vid 393,3 nm [23] . IK -spektrumet för Peg A klassificeras som marginell Am (eller "Am: "); detta betyder att spektrumet av denna stjärna visar något förbättrade metallabsorptionslinjer jämfört med en typisk klass A-stjärna [5] . Stjärnor av spektraltyp Am är ofta medlemmar av nära binära system med en följeslagare av ungefär samma massa som observerats i fallet med IK Pegasus [24] .

Stjärnor av spektraltyp A är hetare och mer massiva än solen, men som ett resultat är livslängden för en stjärna i huvudsekvensen motsvarande kortare. För en stjärna med en massa som liknar IK Peg A (1,65 solar) är den beräknade livslängden för huvudsekvensen 2-3 miljarder år , vilket är ungefär hälften av solens nuvarande ålder [25] .

När det gäller massa är den närmaste analoga stjärnan till oss av samma spektraltyp och typ av variabilitet den relativt unga Altair , vars massa är 1,7 M ⊙ . Generellt sett har det binära systemet vissa likheter med Sirius , som består av en huvudstjärna av spektralklass A och en vit dvärgföljeslagare. Men Sirius A är en mer massiv stjärna än IK Pegasus A , och dess följeslagares omloppsbana är mycket större, med en halvstor axel på 20 AU. e.

IK Pegasus B

Sällskapsstjärnan IK Pegasi B är en tät vit dvärg. Stjärnor av denna klass har nått slutet av sina liv och producerar inte längre energi genom kärnfusion. Istället, under normala omständigheter, kommer en vit dvärg ständigt att utstråla överskottsenergi, bli kallare och svagare, under många miljarder år [26] .

Pre-evolution

Nästan alla stjärnor med låg och medelstor massa (mindre än cirka 9 solmassor) blir så småningom, efter att ha uttömt sina reserver av väte, vita dvärgar [27] . Sådana stjärnor tillbringar större delen av sina "aktiva" liv på huvudsekvensen. Mängden tid de spenderar på huvudsekvensen beror främst på deras massa: livslängden minskar med ökande massa [28] . Således måste IK Peg B ha varit mer massiv än A -komponenten innan han blev en vit dvärg . Moderstjärnan IK Peg B tros ha haft en massa mellan 5 och 8 solmassor [12] .

Efter att vätebränslet i kärnan av förfadern IK Peg B var uttömt förvandlades det till en röd jätte. Den inre kärnan krympte till den punkt där förbränningen av väte började i skalet som omgav heliumkärnan. För att kompensera för temperaturökningen expanderade det yttre skalet många gånger över den radie som stjärnan hade under huvudsekvensen. När temperaturen och densiteten vid vilken heliumförbränning kunde börja nåddes i kärnan , bytte jätten till den horisontella grenen av Hertzsprung-Russell-diagrammet. Heliumfusionen bildar en inert kärna som består av kol och syre. När heliumet i kärnan var uttömt dök ett brinnande heliumskal upp runt det förutom det brinnande väteskalet, och stjärnan gick in i den så kallade asymptotiska jättegrenen , eller AGB. (Detta är grenen som går till det övre högra hörnet av Hertzsprung-Russell-diagrammet). Om stjärnan hade tillräcklig massa, då kan förbränningen av kol i kärnan börja och produktionen av syre , neon och magnesium som ett resultat av denna förbränning [29] [30] [31] .

Det yttre skalet på en röd jätte eller AVG-stjärna kan expandera till flera hundra solradier, upp till 0,5 miljarder km (3 AU) , som i fallet med den pulserande AVG-stjärnan Mira [32] . Detta avstånd är långt bortom det nuvarande genomsnittliga avståndet mellan två stjärnor i IK Pegasus- systemet , så under denna tidsperiod delade de två stjärnorna ett gemensamt hölje. Som ett resultat kan atmosfären i IK Pegasus A ha berikats med isotoper av olika grundämnen [8] .

En tid senare bildades en inert syre-kol (eller syre-magnesium-neon) kärna och termonukleär fusion började ske i två koncentriska skal som omgav kärnan; väte började brinna i det yttre skalet och helium runt den inerta kärnan. Denna förbränningsfas i dubbelskalet är dock instabil, vilket ledde till termiska impulser som orsakade storskaliga massutkastningar från stjärnans yttre skal [33] . Från detta utstötta material bildade ett enormt moln som kallas en planetarisk nebulosa . Hela väteskalet kastades ut från stjärnan, förutom en liten del som omger kvarlevan - en vit dvärg, som huvudsakligen består av en inert kärna [34] .

Egenskaper och struktur

IK Pegasus B kan helt och hållet bestå av kol och syre, men kan också, om kolförbränningen började i sin stamstjärna , ha en syre-neonkärna omgiven av ett skal berikat med kol och syre [35] [36] . Hur som helst är utsidan av IK Peg B täckt med en atmosfär av nästan rent väte, vilket gör det möjligt att klassificera denna vita dvärg som en DA-spektraltyp . På grund av den större atommassan kommer helium i skalet att "sjunka" i väteskiktet [7] . Den totala massan av en stjärna begränsas av trycket från den elektrondegenererade gasen  , en kvantmekanisk effekt som begränsar mängden materia som kan pressas in i en given volym.

Genom att uppskatta massan av IK Pegasus B till 1,15 solmassor anser astronomer att det är en mycket massiv vit dvärg [nb 5] . Även om dess radie inte observeras direkt, kan den uppskattas utifrån kända teoretiska samband mellan massan och radien för en vit dvärg [37] , vilket ger ett värde på cirka 0,6 % av solens radie [7] (en annan källa ger ett värde på 0,72 %, så att viss osäkerhet kvarstår i detta resultat) [4] . Således är denna stjärna med en massa större än solen innesluten i en volym som är mindre än jordens, vilket indikerar den extremt höga densiteten hos detta objekt [nb 6] .

Massiv och samtidigt kompakt vit dvärg ger en kraftfull tyngdkraft på stjärnans yta. Astronomer har angett denna kvantitet i termer av decimallogaritmen för gravitationskraften i CGS- enheter , eller lg g . För IK Pegasus är B lg g 8,95 [7] . Som jämförelse är lg g på jorden 2,99. Tyngdkraften på ytan av IK Pegasus B är alltså mer än 900 000 gånger större än tyngdkraften på jorden [nb 7] .

Den effektiva yttemperaturen för IK Pegasi B uppskattas till 35 500 ± 1500 K [8] , vilket gör den till en kraftfull källa för ultraviolett strålning [7] [nb 8] . I avsaknad av en följeslagare skulle denna vita dvärg gradvis (under miljarder år) svalna, medan dess radie skulle förbli praktiskt taget oförändrad [38] .

Framtida utveckling av det binära systemet

1993 föreslog David Wonnacott , Barry J. Kellett och David J. Stickland att IK Pegasus- systemet så småningom skulle kunna bli en supernova av typ Ia eller bli en kataklysmisk variabel [12] . På 150 ljusår bort är det den närmaste supernovakandidaten till jorden. Det kommer dock att ta tid för systemet att utvecklas till ett tillstånd där en supernovaexplosion kan inträffa. Under denna tid kommer den att röra sig ett betydande avstånd från jorden.

Det kommer en tidpunkt då IK Pegasus A kommer att gå från huvudsekvensen och börja förvandlas till en röd jätte. Skalet på en röd stjärna kan växa till en betydande storlek, 100 gånger dess nuvarande radie. När det yttre skalet på IK Peg A når sin följeslagares Roche-lob kommer en gasformig ansamlingsskiva att börja bildas runt den vita dvärgen. Denna gas, som huvudsakligen består av väte och helium, kommer att ackumuleras på satellitens yta. Massöverföring mellan stjärnor kommer också att leda till deras ömsesidiga närmande [39] .

Gasen som samlas på ytan av den vita dvärgen kommer att börja krympa och värmas upp. Vid någon tidpunkt i den ackumulerade gasen kan de förhållanden som är nödvändiga för termonukleär förbränning av väte utvecklas, och de kraftigaste termonukleära explosionerna som har påbörjats kommer att sopa bort en del av gasen från den vita dvärgens yta. Detta kommer att leda till periodiska katastrofala förändringar i ljusstyrkan hos IK Pegasus- systemet : den kommer snabbt att öka med flera storleksordningar under flera dagar eller månader [40] . Ett exempel på en sådan stjärna är RS Ophiuchus- systemet  , en dubbelstjärna som består av en röd jätte och en vit dvärgföljeslagare. RS Ophiuchi är en upprepad nova som har upplevt minst sex utbrott varje gång ansamlingen når den kritiska massan av väte som behövs för att producera en kolossal explosion [41] [42] .

Det är fullt möjligt att IK Pegasus kommer att utvecklas efter ett liknande mönster [41] . Men även i sådana kraftfulla termonukleära explosioner är bara en del av den samlade gasen inblandad: den andra delen slungas antingen ut i rymden eller förblir på ytan av den vita dvärgen. Således, med varje cykel, kan en vit dvärg stadigt öka i massa och fortsätta att samla ett skal av väte runt sig [43] .

En alternativ modell som tillåter en vit dvärg att stadigt samla massa utan att få utbrott kallas den nära-binära supermjuka röntgenkällan CBSS [ en . I detta scenario är hastigheten för massöverföring till den vita dvärgen i en nära binär sådan att det inkommande vätet gradvis brinner upp i fusion och blir helium. Denna kategori av supermjuka röntgenkällor består av vita dvärgar med hög massa med mycket höga yttemperaturer ( 0,5–1 miljon K [44] ) [45] .

Om, under massöverföring genom ackretion, den vita dvärgens massa når Chandrasekhar-gränsen på 1,44 M ⊙ , kommer trycket från den degenererade elektrongasen inte längre att stödja den vita dvärgen och den kommer att kollapsa. Om kärnan huvudsakligen består av syre, neon och magnesium, kan den kollapsade vita dvärgen bilda en neutronstjärna. I det här fallet kommer bara en del av stjärnans massa att kastas ut som ett resultat av explosionen [46] . Om kärnan är kol-syre, kommer ökningen i tryck och temperatur att börja bränna kol i mitten av stjärnan redan innan Chandrasekhar-gränsen nås. Det dramatiska resultatet av detta blir lanseringen av en termonukleär fusionsreaktion, där en betydande del av stjärnans materia kommer in inom en kort tid. Detta kommer att räcka för att stjärnan ska bli en typ Ia supernova [47] i en katastrofal explosion .

En sådan supernovaexplosion kan utgöra ett hot mot livet på jorden. Stjärnans huvudkomponent, IK Peg A , tros knappast bli en röd jätte inom en snar framtid. Som har visats tidigare är stjärnans rymdhastighet i förhållande till solen 20,4 km/s. Detta motsvarar att flytta ett avstånd på ett ljusår vart 14 700 år . Till exempel, efter 5 miljoner år kommer stjärnan att flytta sig bort från solen med mer än 500 ljusår . Typ Ia supernovor över tusen parsecs ( 3300 ljusår ) tros inte påverka livet på jorden. [48] ​​.

Efter en explosion kan en supernova vit dvärg kollapsa helt eller bara förlora en del av sin massa, och i det expanderande skalet kommer radioaktivt sönderfall av nickel att börja till kobolt och vidare till järn , vilket ger energi för skalets glöd. Det binära systemet kommer sannolikt att sönderfalla som ett resultat av explosionen. Från och med nu kommer IK Pegasus B , om den överlever, att utvecklas som en ensam vit dvärg. Den relativa rumshastigheten för resten av donatorstjärnan IK Pegasus A som kastas ut från systemet kan nå 100-200 km/s , vilket kommer att placera den bland de snabbast rörliga stjärnorna i galaxen . Den fortsatta utvecklingen av IK Peg A kommer att vara nästan densamma som den för dess följeslagare: efter att ha passerat stadiet av en röd jätte, kommer den att fälla sitt yttre skal och bli en snabbrörlig vit dvärg [49] [50] . En supernovaexplosion kommer också att skapa ett expanderande skal av gas och damm som så småningom kommer att smälta samman med det omgivande interstellära mediet [51] .

Anteckningar

1. ↑ Absolut magnitud M v = V + 5 (log π + 1) = 2,762, där V  är den skenbara magnituden och π  är parallaxen. Se: Taylor, Roger John. The Stars: Their Structure and Evolution . - Cambridge University Press , 1994. - S.  16 . — ISBN 0521458854 . (Engelsk)  
2. ↑ 1 2 Beräknat från ( L / L ☉ ) = ( R / R ☉ ) 2 ( T eff / T ☉ ) 4 , där L  är ljusstyrkan, R  är radien och T eff  är stjärnans effektiva temperatur, index ☉ hänvisar till motsvarande parametrar Sol. Se: Krimm, Hans Ljusstyrka, radie och temperatur (engelska) (länk ej tillgänglig) . Hampden-Sydney College (19 augusti 1997). Arkiverad från originalet den 8 maj 2003.   
3. ↑ Den totala egenrörelsen ges som:  tusendelar av en bågsekund/år, där och är de korrekta rörelsekomponenterna i rätt uppstigning respektive deklination. Som ett resultat, sidohastigheten:  km, där d  är avståndet i parsecs. Se: Majewski, Steven R. Stellar Motions (engelska) (länk ej tillgänglig) . University of Virginia (2006). Arkiverad från originalet den 25 januari 2012.   
4. ↑ Från Pythagoras sats skulle den totala hastigheten vara:  km/s, där Vr och Vt är de radiella  respektive tvärgående hastigheterna.
5. ↑ Vita dvärgars massor är koncentrerade kring ett medelmassavärde på 0,58 solmassor, och endast 2 % av alla vita dvärgar har en massa som är lika med eller större än solens massa. Se:
   Holberg, JB; Barstow, M.A.; Bruhweiler, F.C.; Cruise, A.M.; Penny, AJ Sirius B: En ny, mer exakt vy  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Vol. 497 , nr. 2 . - P. 935-942 . - doi : 10.1086/305489 .  (Engelsk)
6. ↑ R * = 0,006 R ☉ = 0,006 7⋅10 8 m = 4200 km.
7. ↑ Tyngdkraften på jordens yta är 9,780 m/s 2 eller 978,0 cm/s 2 i CGS-enheter. Härifrån: Logaritmen för gravitationsförhållandet är 8,95 − 2,99 = 5,96. Därför är gravitationsförhållandet 105,96 ≈ 912000 .
8. ↑ Från Wiens förskjutningslag är strålningsenergin för en absolut svart kropp maximal vid en given temperatur vid en våglängd λ b \u003d (2.898⋅10 6 nm K) / (35.500 K) ≈ 82 nm , som ligger i det bortre ultravioletta ljuset del av det elektromagnetiska spektrumet .

1. ↑ Objekt och alias  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations . Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
2. ↑ IK Pegasi  . Alcyone.de. Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 SIMBAD Frågeresultat : HD 204188 - Spektroskopisk binär  . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg. Arkiverad från originalet den 30 juni 2012. — Obs: vissa parametrar erhölls genom att klicka på knappen "Visa alla mätningar".
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd. Pulserande aktivitet på Ik-Pegasi  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1994. - Vol. 267 , nr. 4 . - P. 1045-1052 . Arkiverad från originalet den 20 november 2017.  (Engelsk)
5. ↑ 1 2 Kurtz, DW Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars  (Eng.)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1978. - Vol. 221 . - P. 869-880 . - doi : 10.1086/156090 . Arkiverad från originalet den 3 november 2017.  (Engelsk)
6. ↑ 1 2 3 B. Smalley, K.C. Smith, D. Wonnacott, C.S. Allen. Den kemiska sammansättningen av IK Pegasi  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1996. - Vol. 278 , nr. 3 . - s. 688-696 . Arkiverad från originalet den 14 november 2017.  (Engelsk)
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 Barstow, MA; Holberg, JB; Koester, D. Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1994. - Vol. 270 , nr. 3 . - S. 516 . Arkiverad från originalet den 20 november 2017.  (Engelsk)
8. ↑ 1 2 3 4 5 Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  : journal  . - 1999. - Vol. 105 , nr. 690 . - s. 841-847 . - doi : 10.1086/133242 . Arkiverad från originalet den 26 februari 2008.  (Engelsk)
9. ↑ Skiff BA General Catalog of Stellar Spectral Classifications (Version 2013-Jul) - 2014. - Vol. 1. - S. 2023.
10. ↑ Barstow M. A., Barstow J. K. , Casewell S. L., Holberg J. B., Hubeny I. Bevis för ett externt ursprung av tunga grundämnen i heta DA vita  dvärgar // Mån. Inte. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2014. - Vol. 440, Iss. 2. - P. 1607-1625. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STU216 - arXiv:1402.2164
11. ↑ Royer F., Grenier S., M.-O. Baylac, Gómez A. E., Zorec J. Rotationshastigheter för stjärnor av A-typ på norra halvklotet. II. Mätning av v sini  (engelska) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2002. - Vol. 393, Iss. 3. - P. 897-911. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020943 - arXiv:astro-ph/0205255
12. ↑ 1 2 3 4 Wonnacott, D.; Kellett, BJ; Stickland, DJ IK Peg - Ett närliggande, kortperiodiskt, Sirius-liknande system  (engelska)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 1993. - Vol. 262 , nr. 2 . - s. 277-284 . Arkiverad från originalet den 7 januari 2016.  (Engelsk)
13. ↑ Pickering, Edward Charles. Reviderad Harvard-fotometri: en katalog över positioner, fotometriska magnituder och spektra för 9110 stjärnor, huvudsakligen av magnituden 6,50, och ljusare observerade med 2 och 4-tums meridianfotometrarna  //  Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College: journal. - 1908. - Vol. 50 . — S. 182 . Arkiverad från originalet den 31 augusti 2019.  (Engelsk)
14. ↑ Personal. Spektroskopiska  binärer . University of Tennessee. Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
15. ↑ Harper, W.E. The orbits of A Persei and HR 8210  // Publications of the Dominion Astrophysical Observatory. - 1927. - T. 4 . - S. 161-169 . Arkiverad från originalet den 7 april 2006.  (Engelsk)
16. ↑ MAC Perryman, L. Lindegren, J. Kovalevsky, E. Hoeg, U. Bastian, PL 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. HIPPARCOS-katalogen  // Astronomi och astrofysik  . - EDP Sciences , 1997. - Vol. 323 . -P.L49 -L52 .  (Engelsk)
17. ↑ Wilson, Ralph Elmer. Allmän katalog över stjärnors radiella hastigheter . - Carnegie Institution of Washington, 1953. Arkiverad 5 oktober 2018 på Wayback Machine 
18. ↑ Burleigh, M.R.; Barstow, M.A.; Bond, H.E.; Holberg, JB (28 juli–1 augusti 2001). "Lösa Sirius-liknande binärer med Hubble Space Telescope" . I Provencal, JL; Shipman, H.L.; MacDonald, J.; Goodchild, S. Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs . San Francisco: Astronomy Society of the Pacific. sid. 222. ISBN 1-58381-058-7 . Arkiverad från originalet 2017-11-14. Föråldrad parameter använd |deadlink=( hjälp );Kontrollera datumet på |date=( hjälp på engelska ) (Engelsk)
19. ↑ Vennes, S.; Christian, DJ; Thorstensen, JR Hot White Dwarfs i Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1998. - Vol. 502 , nr. 2 . - s. 763-787 . - doi : 10.1086/305926 .  (länk ej tillgänglig  )
20. ↑ För en förklaring av exakt denna färg på stjärnor, se: The Color of Stars  (eng.) . Australia Telescope Outreach and Education (21 december 2004). Arkiverad från originalet den 24 augusti 2011.
21. ↑ 1 2 A. Gautschy, H. Saio. Stjärnpulseringar över HR-diagrammet: Del 1   // Årlig översyn av astronomi och astrofysik. - Annual Reviews , 1995. - Vol. 33 . - S. 75-114 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 . Arkiverad från originalet den 29 februari 2008.  (Engelsk)
22. ↑ Templeton, Matthew Variable Star of the Season: Delta Scuti och Delta Scuti-variablerna (länk ej tillgänglig) . AAVSO (2004). Arkiverad från originalet den 28 oktober 2004. (obestämd) 
23. ↑ Smith , Gene Stellar Spectra  . University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences (16 april 1999). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
24. ↑ JG Mayer, J. Hakkila. Fotometriska effekter av binaritet på AM Star Broadband Colors   // Bulletin of the American Astronomical Society : journal. - American Astronomical Society , 1994. - Vol. 26 . - S. 868 . Arkiverad från originalet den 3 november 2017.  (Engelsk)
25. ↑ Anonym. Stjärnlivslängder  . _ Georgia State University (2005). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
26. ↑ Personal. Vita dvärgar & planetariska  nebulosor . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29 augusti 2006). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
27. ↑ Heger, A.; Fryer, C.L.; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH §3, Hur massiva singelstjärnor slutar sitt liv  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 591 , nr. 1 . - S. 288-300 . - doi : 10.1086/375341 . Arkiverad från originalet den 27 augusti 2018.  (Engelsk)
28. ↑ Seligman, Courtney Mass-luminositetsdiagrammet och huvudsekvensstjärnornas livstid  ( 2007). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
29. ↑ Personal. Stellar Evolution - cykler av bildning och  förstörelse . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29 augusti 2006). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
30. ↑ Richmond, Michael Sena utvecklingsstadier för stjärnor med låg massa  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . Rochester Institute of Technology (5 oktober 2006). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
31. ↑ Älskling, David Kolförbränning  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . The Internet Encyclopedia of Science. Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
32. ↑ Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. Hubble separerar stjärnor i Miras binära  system . HubbleSite News Center (6 augusti 1997). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
33. ↑ Oberhummer, H.; Csoto, A.; Schlattl, H. Stellar produktionshastigheter av kol och dess överflöd i universum  (engelska)  // Science : journal. - 2000. - Vol. 289 , nr. 5476 . - S. 88-90 . - doi : 10.1126/science.289.5476.88 . — PMID 10884230 . Arkiverad från originalet den 15 september 2009.  (Engelsk)
34. ↑ Iben, Icko, Jr. Evolution av en och tvåstjärnor  (engelska)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1991. - Vol. 76 . - S. 55-114 . - doi : 10.1086/191565 . Arkiverad från originalet den 11 oktober 2007.  (Engelsk)
35. ↑ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. Om bildandet av syre-neon vita dvärgar i nära binära system  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2001. - Vol. 375 . - S. 87-99 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010828 . Arkiverad från originalet den 14 november 2017.  (Engelsk)
36. ↑ Woosley, SE; Heger, A. The Evolution and Explosion of Massive Stars  // Recensioner av modern fysik. - 2002. - T. 74 , nr 4 . - S. 1015-1071 . - doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . Arkiverad från originalet den 29 september 2007.  (Engelsk)
37. ↑ Uppskattning av Stellar-parametrar från Energy Equipartition  . vetenskapsbitar. Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
38. ↑ Imamura, James N. Cooling of White Dwarfs  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . University of Oregon (24 februari 1995). Arkiverad från originalet den 27 februari 1997.
39. ↑ KA Postnov, LR Yungelson. Utvecklingen av kompakta binära stjärnsystem  (engelska)  (inte tillgänglig länk) . Living Reviews in Relativity (2006). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
40. ↑ Malatesta, K.; Davis, K. Månadens variabelstjärna: A Historical Look at Novae  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . AAVSO (maj 2001). Arkiverad från originalet den 6 november 2003.
41. ↑ 1 2 Malatesta, Kerri R. S. Ophiuchi . VSOCcessdatum = (maj 2000). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012. (obestämd)
42. ↑ Hendrix, Susan Forskare ser Storm Before the Storm i Future  Supernova . NASA (20 juli 2007). Arkiverad 12 maj 2020.
43. ↑ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. Utvecklingen av huvudsekvensstjärna + vit dvärg binära system mot supernovor av typ Ia  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2000. - Vol. 362 . - P. 1046-1064 . Arkiverad från originalet den 9 november 2017.  (Engelsk)
44. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). "Om utvecklingen av interagerande binärer som innehåller en vit dvärg" . I Gansicke, BT; Beuermann, K.; Rein, K. The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings . San Francisco, Kalifornien: Astronomical Society of the Pacific. sid. 252. Arkiverad från originalet 2017-11-03. Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp ) (Engelsk)
45. ↑ Di Stefano, Rosanne (28 februari–1 mars 1996). "Lysande supermjuka röntgenkällor som stamfader till supernovor av typ Ia" . I J. Greiner. Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources . Garching, Tyskland: Springer-Verlag. ISBN 3-540-61390-0 . Arkiverad från originalet (PDF) 2007-10-23. Kontrollera datumet på |date=( hjälp på engelska ) Arkiverad 23 oktober 2007 på Wayback Machine 
46. ^ Fryer, C.L.; Nytt , KCB 2.1 Collaps scenario  . Gravitationsvågor från Gravitational Collapse . Max-Planck-Gesellschaft (24 januari 2006). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
47. ↑ Personal. Stellar Evolution - cykler av bildning och  förstörelse . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29 augusti 2006). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012.
48. ↑ Richmond, Michael Kommer en närliggande supernova att äventyra liv på jorden?  (engelska) (TXT)  (inte tillgänglig länk) (8 april 2005). Arkiverad från originalet den 30 juni 2012. Avsnitt 4.
49. ↑ Hansen, Brad MS Supernovor av typ Ia och vita dvärgar med hög hastighet  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 582 , nr. 2 . - P. 915-918 . - doi : 10.1086/344782 . Arkiverad från originalet den 20 november 2017.  (Engelsk)
50. ↑ Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. Typ Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and its Consequences  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - Vol. 128 . - P. 615-650 . - doi : 10.1086/313392 . Arkiverad från originalet den 3 mars 2008.  (Engelsk)
51. ↑ Personal. Introduktion till Supernova -rester  . NASA/Goddard (7 september 2006). Arkiverad från originalet den 11 maj 2012.

Länkar

• Davies, Ben Supernova-händelser  (engelska) (2006). Arkiverad från originalet den 26 maj 2012.
• Tzekova, Svetlana Yordanova IK Pegasi (HR 8210)  (engelska) . ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere) (2004). Arkiverad från originalet den 26 maj 2012.