IK Pegasus

IK Pegasus (IK Pegasi, forkortelse IK Peg eller HR 8210 ) er en dobbeltstjerne i stjernebilledet Pegasus . Den er placeret i en afstand på omkring 150 lysår fra solsystemet, og dens lysstyrke er tilstrækkelig til at være synlig med det blotte øje .

Hovedkomponenten ( IK Pegasus A ) er en hovedsekvensstjerne af spektral type A, der er klassificeret som en variabel stjerne af Delta Scuti-typen og udviser lette pulseringer i lysstyrke med en lysstyrkeændringsfrekvens på cirka 22,9 gange om dagen [4] . Dens følgesvend ( IK Pegasus B ) er en massiv hvid dværg  , en stjerne, der har forladt hovedsekvensen og ikke længere producerer energi ved fusion . De kredser om hinanden med en periode på 21,7 dage i en gennemsnitlig afstand på omkring 31 millioner km , eller 0,21 astronomiske enheder (AU) fra hinanden, hvilket er mindre end radius af Merkurs kredsløb .

IK Pegasus B  er den nærmeste kendte kandidat til en fremtidig supernova . Så snart systemets hovedstjerne begynder at blive til en rød kæmpe , vil den vokse til en radius, hvor den hvide dværg kan øge massen ved at samle stof fra den udvidede gasformede kappe. Når en hvid dværg når Chandrasekhar-grænsen på 1,44 solmasser , kan den eksplodere som en Type Ia-supernova [12] .

Observationshistorik

For første gang blev denne stjerne katalogiseret i 1862 , og ramte Bonn Review under nummeret BD +18°4794B. Senere, i 1908, dukkede den op i Harvard Revised Catalog som HR 8210 [13] . Betegnelsen IK Pegasus blev tildelt, efter at dens variabilitet blev opdaget, i overensstemmelse med nomenklaturen for betegnelsen af ​​variable stjerner foreslået af Friedrich Argelander .

Undersøgelsen af ​​denne stjernes spektrale træk viste et karakteristisk skift af absorptionslinjerne i det binære system . Dette skift sker, når stjernen bevæger sig i sin bane, først mod observatøren og derefter væk fra observatøren, hvilket skaber et periodisk Doppler-skift i spektrallinjerne. Målinger af denne forskydning gør det muligt for astronomer at bestemme den relative kredsløbshastighed for mindst én af stjernerne, selvom de ikke er i stand til at opløse de enkelte komponenter [14] .

I 1927 brugte den canadiske astronom William E. Harper denne metode til at bestemme omløbsperioden for den spektroskopiske binære IK Pegasus og fandt, at den var 21.724 dage . Derudover antog han oprindeligt, at kredsløbets excentricitet er 0,027. (Senere skøn viser, at excentriciteten faktisk er nul, hvilket er indikativt for en cirkulær bane) [12] . Den maksimale hastighed for hovedkomponenten langs sigtelinjen fra Jorden er 41,5 km/s [15] .

Afstanden til IK Pegasus -systemet kan måles direkte fra observationer af stjernens parallakse , da den er tæt nok på. Dette periodiske skift blev målt med høj nøjagtighed af Hipparcos astrometriske satellit , som gjorde det muligt at estimere afstanden til stjernen til 150 ± 5 lysår [ 16] . Hipparcos målte også den korrekte bevægelse af dette system (lille vinkelforskydning af IK Pegasus på himlen på grund af dets bevægelse i rummet)

Systemets kendte afstand og egenbevægelse gør det muligt at estimere tværhastigheden af ​​IK Pegasus , som viste sig at være 16,9 km/s [nb 3] . Den tredje komponent af bevægelsen, den radiale hastighed, kan beregnes ud fra den gennemsnitlige forskydning mod den røde eller blå side af stjernespektret. Det generelle katalog over stjernernes radiale hastigheder ( Catalog of Stellar Radial Velocities ) indikerer, at den radiale hastighed for dette system er -11,4 km/s [17] . Kombinationen af ​​radiale og tværgående bevægelser giver en rumhastighed på 20,4 km/s i forhold til Solen [nb 4] .

I 2000 blev der gjort et forsøg på at fotografere de enkelte komponenter i dette binære system ved hjælp af Hubble-rumteleskopet , men stjernerne var for tæt på til at blive opløst individuelt [18] . Nylige målinger fra det orbitale ultraviolette observatorium EUVE ( Extreme Ultraviolet Explorer ) gav et mere præcist estimat af omløbsperioden på 21,72168(9) dage [19] . Det antages, at hældningen af ​​systemets baneplan til sigtelinjen er tæt på 90°, det vil sige, at den kan ses fra Jorden næsten på kanten. I dette tilfælde er det muligt at observere periodiske formørkelser af hovedkomponenten af ​​en hvid dværg [8] .

IK Pegasus A

Hertzsprung-Russell-diagrammet viser forholdet mellem lysstyrke og farveindeks for mange stjerner. IK Peg A er i øjeblikket på hovedsekvensen , det vil sige, at den tilhører gruppen af ​​stjerner, hvor energifrigivelsen leveres af den termonukleære forbrænding af brint . IK Peg A ligger dog i et smalt, næsten lodret bånd på Hertzsprung-Russell-diagrammet, som er kendt som ustabilitetsbåndet . Lysstyrken af ​​stjerner i dette bånd svinger som følge af periodiske pulseringer af stjernens overflade [21] .

Pulsationerne opstår som et resultat af en proces kaldet kappa-mekanismen . En del af stjernens ydre atmosfære bliver optisk uigennemsigtig på grund af den delvise ionisering af individuelle grundstoffer. Når disse atomer mister en elektron , er der større sandsynlighed for, at de absorberer energi. Dette fører til en stigning i temperaturen, hvilket fører til udvidelsen af ​​atmosfæren. Den udvidede atmosfære bliver mindre ioniseret og taber energi, hvilket får den til at afkøle og krympe. Som et resultat af denne cyklus opstår periodiske pulsationer af atmosfæren og tilsvarende ændringer i lysstyrke [21] .

Stjerner i området af striben af ​​ustabilitet, der krydser hovedsekvensen, kaldes Delta Scuti (δ Sct) variabler. Sådanne variabler, som Delta Scuti blev prototypen for , er normalt stjerner af spektraltypen fra A2 til F8 og lysstyrkeklassen fra III ( subgiganter ) til V (hovedsekvensstjerner). Disse stjerner er korte periodevariable med regelmæssige pulsationer mellem 0,025 og 0,25 dage. Stjerner af typen δ Sct har en overflod af tunge grundstoffer, der ligner solen (se Metallicitet ), og en masse på 1,5 til 2,5 M ⊙ [22] . Hyppigheden af ​​IK Pegasus A -pulsationer er blevet estimeret til 22,9 cyklusser om dagen eller en gang hvert 63. minut [4] .

Astronomer definerer en stjernes metallicitet som tilstedeværelsen i dens atmosfære af kemiske grundstoffer , der har et højere atomnummer end helium (som alle kaldes metaller i astrofysik). Denne værdi måles ved hjælp af spektralanalyse af atmosfæren og estimeres derefter i sammenligning med resultaterne af forudberegnet stjernemodeller. I tilfælde af IK Pegasus A er metalliciteten [M/H] 0,07±0,20. En sådan registrering giver logaritmen af ​​forholdet mellem mængden af ​​metaller (M) og brint (H), minus logaritmen af ​​Solens metallicitet. (Hvis stjernen har samme metallicitet som Solen, så vil værdien af ​​logaritmen være nul). Inden for fejlen falder metalliciteten af ​​IK Pegasus A sammen med solenergien.

Spektret af stjerner som IK Peg A viser stærke Balmer-linjer af hydrogen sammen med absorptionslinjer for ioniserede metaller, herunder K-linjerne af ioniseret calcium (Ca II) ved 393,3 nm [23] . IK- spektret af Peg A er klassificeret som marginal Am (eller "Am: "); dette betyder, at denne stjernes spektrum viser noget forbedrede metalabsorptionslinjer sammenlignet med en typisk klasse A-stjerne [5] . Stjerner af spektral type Am er ofte medlemmer af tætte binære systemer med en ledsager af omtrent samme masse som observeret i tilfældet med IK Pegasus [24] .

Stjerner af spektraltype A er varmere og mere massive end Solen, men som følge heraf er levetiden for en stjerne i hovedsekvensen tilsvarende kortere. For en stjerne med en masse svarende til IK Peg A (1,65 sol) er den estimerede levetid for hovedsekvensen 2-3 milliarder år , hvilket er omkring halvdelen af ​​Solens nuværende alder [25] .

Med hensyn til masse er den nærmeste analoge stjerne af samme spektraltype og variabilitetstype den relativt unge Altair , hvis masse er 1,7 M ⊙ . Generelt har det binære system nogle ligheder med Sirius , som består af en hovedstjerne af spektralklasse A og en hvid dværg-ledsager. Sirius A er dog en mere massiv stjerne end IK Pegasus A , og dens ledsagers kredsløb er meget større med en semi- hovedakse på 20 AU. e.

IK Pegasus B

Ledsagerstjernen IK Pegasi B er en tæt hvid dværg. Stjerner af denne klasse har nået slutningen af ​​deres liv og producerer ikke længere energi gennem kernefusion. I stedet vil en hvid dværg under normale omstændigheder konstant udstråle overskydende energi, blive koldere og svagere, over mange milliarder år [26] .

Præ-evolution

Næsten alle stjerner med lav og middel masse (mindre end omkring 9 solmasser) bliver til sidst efter at have opbrugt deres brintreserver til hvide dværge [27] . Sådanne stjerner bruger det meste af deres "aktive" liv på hovedsekvensen. Mængden af ​​tid, de bruger på hovedsekvensen, afhænger primært af deres masse: levetiden falder med stigende masse [28] . Således må IK Peg B have været mere massiv end A -komponenten, før han blev en hvid dværg . Moderstjernen IK Peg B menes at have haft en masse mellem 5 og 8 solmasser [12] .

Efter at brintbrændstoffet i kernen af ​​forfaderen IK Peg B var opbrugt, blev det til en rød kæmpe. Den indre kerne krympede til det punkt, hvor forbrændingen af ​​brint begyndte i skallen omkring heliumkernen. For at kompensere for stigningen i temperatur udvidede den ydre skal sig mange gange over den radius, som stjernen havde, mens den var på hovedsekvensen. Da temperaturen og densiteten, hvorved heliumforbrændingen kunne begynde, blev nået i kernen , skiftede kæmpen til den vandrette gren af ​​Hertzsprung-Russell-diagrammet. Heliumfusionen danner en inert kerne sammensat af kulstof og oxygen. Da heliumet i kernen var opbrugt, dukkede en brændende heliumskal op omkring den ud over den brændende brintskal, og stjernen kom ind i den såkaldte asymptotiske kæmpegren eller AGB. (Dette er grenen, der går til det øverste højre hjørne af Hertzsprung-Russell-diagrammet). Hvis stjernen var af tilstrækkelig masse, så kan forbrændingen af ​​kulstof i kernen begynde og produktionen af ​​ilt , neon og magnesium som et resultat af denne afbrænding [29] [30] [31] .

Den ydre skal af en rød kæmpe eller AVG-stjerne kan udvide sig til flere hundrede solradier, op til 0,5 milliarder km (3 AU) , som i tilfældet med den pulserende AVG-stjerne Mira [32] . Denne afstand er langt ud over den nuværende gennemsnitlige afstand mellem to stjerner i IK Pegasus -systemet , så i denne periode delte de to stjerner en fælles skal. Som et resultat heraf kan atmosfæren i IK Pegasus A være blevet beriget med isotoper af forskellige grundstoffer [8] .

Nogen tid senere dannedes en inert oxygen-carbon (eller oxygen-magnesium-neon) kerne, og termonuklear fusion begyndte at forekomme i to koncentriske skaller, der omgav kernen; brint begyndte at brænde i den ydre skal, og helium omkring den inerte kerne. Denne forbrændingsfase i den dobbelte skal er imidlertid ustabil, hvilket førte til termiske impulser, der forårsagede storskala masseudslip fra stjernens ydre skal [33] . Fra dette udstødte materiale dannede der sig en enorm sky kaldet en planetarisk tåge . Hele brintskallen blev kastet ud af stjernen, bortset fra en lille del, der omgiver resten - en hvid dværg, som hovedsageligt består af en inert kerne [34] .

Egenskaber og struktur

IK Pegasus B kan udelukkende være sammensat af kulstof og oxygen, men kan også, hvis kulstofforbrændingen begyndte i dens stamstjerne , have en oxygen-neonkerne omgivet af en skal beriget med kulstof og oxygen [35] [36] . Under alle omstændigheder er ydersiden af ​​IK Peg B dækket af en atmosfære af næsten ren brint, hvilket gør det muligt at klassificere denne hvide dværg som en DA-spektraltype . På grund af den større atommasse vil helium i skallen "synke" i brintlaget [7] . Den samlede masse af en stjerne er begrænset af trykket af den elektrondegenererede gas  , en kvantemekanisk effekt , der begrænser mængden af ​​stof, der kan presses ind i et givet volumen.

Ved at estimere massen af ​​IK Pegasus B til 1,15 solmasser, anser astronomer, at det er en meget massiv hvid dværg [nb 5] . Selvom dens radius ikke er direkte observeret, kan den estimeres ud fra kendte teoretiske sammenhænge mellem massen og radius af en hvid dværg [37] , hvilket giver en værdi på omkring 0,6 % af Solens radius [7] (en anden kilde giver en værdi på 0,72 %, således at der fortsat er en vis usikkerhed i dette resultat) [4] . Denne stjerne med en masse større end solen er således indesluttet i et volumen, der er mindre end Jordens, hvilket indikerer den ekstremt høje tæthed af dette objekt [nb 6] .

Massiv og samtidig kompakt hvid dværg giver en kraftig tyngdekraft på stjernens overflade. Astronomer har udpeget denne størrelse i form af decimallogaritmen af ​​gravitationskraften i CGS- enheder , eller lg g . For IK Pegasus er B lg g 8,95 [7] . Til sammenligning er lg g på Jorden 2,99. Tyngdekraften på overfladen af ​​IK Pegasus B er således mere end 900.000 gange større end tyngdekraften på Jorden [nb 7] .

Den effektive overfladetemperatur af IK Pegasi B er anslået til 35 500 ± 1500 K [8] , hvilket gør den til en kraftig kilde til ultraviolet stråling [7] [nb 8] . I mangel af en ledsager ville denne hvide dværg gradvist (over milliarder af år) afkøles, mens dens radius ville forblive praktisk talt uændret [38] .

Fremtidig udvikling af det binære system

I 1993 foreslog David Wonnacott , Barry J. Kellett og David J. Stickland , at IK Pegasus -systemet med tiden kunne blive en Type Ia-supernova eller blive en kataklysmisk variabel [12] . Med en afstand på 150 lysår er den den nærmeste supernovakandidat til Jorden. Det vil dog tage tid for systemet at udvikle sig til en tilstand, hvor en supernovaeksplosion kan forekomme. I løbet af denne tid vil den bevæge sig en betydelig afstand fra Jorden.

Der kommer et tidspunkt, hvor IK Pegasus A vil komme ud af hovedsekvensen og begynde at blive til en rød kæmpe. Skallen af ​​en rød stjerne kan vokse til en betydelig størrelse, 100 gange dens nuværende radius. Når den ydre skal af IK Peg A når sin ledsagers Roche-lap , vil en gasformig tilvækstskive begynde at danne sig omkring den hvide dværg. Denne gas, der hovedsageligt består af brint og helium, vil akkumulere på satellittens overflade. Masseoverførsel mellem stjerner vil også føre til deres gensidige tilgang [39] .

Gassen akkumuleret på overfladen af ​​den hvide dværg vil begynde at krympe og varme op. På et tidspunkt i den akkumulerede gas kan de nødvendige betingelser for den termonukleære forbrænding af brint udvikle sig, og de kraftigste termonukleare eksplosioner, der er begyndt, vil feje en del af gassen væk fra overfladen af ​​den hvide dværg. Dette vil føre til periodiske katastrofale ændringer i lysstyrken af ​​IK Pegasus -systemet : det vil hurtigt stige med flere størrelsesordener over flere dage eller måneder [40] . Et eksempel på en sådan stjerne er RS ​​Ophiuchus -systemet  , en dobbeltstjerne bestående af en rød kæmpe og en hvid dværg-ledsager. RS Ophiuchi er en gentagen nova , der har oplevet mindst seks udbrud, hver gang tilvæksten når den kritiske masse af brint, der er nødvendig for at producere en kolossal eksplosion [41] [42] .

Det er meget muligt, at IK Pegasus vil udvikle sig efter et lignende mønster [41] . Men selv i sådanne kraftige termonukleare eksplosioner er kun en del af den ophobede gas involveret: den anden del bliver enten kastet ud i rummet eller forbliver på overfladen af ​​den hvide dværg. En hvid dværg kan således med hver cyklus støt stige i masse og fortsætte med at akkumulere en skal af brint omkring sig selv [43] .

En alternativ model, der tillader en hvid dværg at akkumulere masse uden at bryde ud, kaldes den tæt-binære superbløde røntgenkilde CBSS [ en . I dette scenarie er masseoverførselshastigheden til den hvide dværg i en tæt binær tilstand sådan, at den indkommende brint gradvist brænder op i fusion og bliver til helium. Denne kategori af superbløde røntgenkilder består af hvide dværge med høj masse med meget høje overfladetemperaturer ( 0,5-1 million K [44] ) [45] .

Hvis massen af ​​den hvide dværg under masseoverførsel ved tilvækst når Chandrasekhar-grænsen på 1,44 M ⊙ , vil trykket af den degenererede elektrongas ikke længere understøtte den hvide dværg, og den vil kollapse. Hvis kernen hovedsageligt består af oxygen, neon og magnesium, så er den kollapsede hvide dværg i stand til at danne en neutronstjerne. I dette tilfælde vil kun en del af stjernens masse blive kastet ud som følge af eksplosionen [46] . Hvis kernen er kulstof-ilt, vil stigningen i tryk og temperatur begynde at brænde kulstof i midten af ​​stjernen, selv før Chandrasekhar-grænsen nås. Det dramatiske resultat af dette bliver lanceringen af ​​en termonuklear fusionsreaktion, hvor en væsentlig del af stjernens stof vil komme ind i løbet af kort tid. Dette vil være nok til, at stjernen bliver en type Ia supernova [47] i en katastrofal eksplosion .

En sådan supernovaeksplosion kan udgøre en trussel mod livet på Jorden. Stjernens hovedkomponent, IK Peg A , menes ikke at blive en rød kæmpe i den nærmeste fremtid. Som det er blevet vist tidligere, er stjernens rumhastighed i forhold til Solen 20,4 km/s. Det svarer til at flytte en afstand på et lysår hvert 14.700 år . For eksempel vil stjernen efter 5 millioner år bevæge sig væk fra Solen med mere end 500 lysår . Type Ia supernovaer ud over tusind parsecs ( 3300 lysår ) menes ikke at påvirke livet på Jorden. [48] ​​.

Efter en eksplosion kan en hvid supernova dværg kollapse fuldstændigt eller kun miste en del af sin masse, og i den ekspanderende skal vil det radioaktive henfald af nikkel begynde til kobolt og videre til jern , hvilket vil give energi til skallens glød. Det binære system vil sandsynligvis gå i opløsning som følge af eksplosionen. Fra nu af vil IK Pegasus B , hvis den overlever, udvikle sig som en ensom hvid dværg. Den relative rumlige hastighed af resten af ​​donorstjernen IK Pegasus A , der udstødes fra systemet, kan nå 100-200 km/s , hvilket vil placere den blandt de hurtigst bevægende stjerner i galaksen . Den videre udvikling af IK Peg A vil være næsten den samme som dens følgesvend: Efter at have bestået stadiet af en rød kæmpe, vil den kaste sin ydre skal og blive en hurtigt bevægende hvid dværg [49] [50] . En supernovaeksplosion vil også skabe en ekspanderende skal af gas og støv , der til sidst vil smelte sammen med det omgivende interstellare medium [51] .

Noter

1. ↑ Absolut størrelse M v = V + 5 (log π + 1) = 2,762, hvor V  er den tilsyneladende størrelse og π  er parallaksen. Se: Taylor, Roger John. Stjernerne: deres struktur og udvikling . - Cambridge University Press , 1994. - S.  16 . — ISBN 0521458854 . (Engelsk)  
2. ↑ 1 2 Beregnet ud fra ( L / L ☉ ) = ( R / R ☉ ) 2 ( T eff / T ☉ ) 4 , hvor L  er lysstyrken, R  er radius og T eff  er stjernens effektive temperatur, indeks ☉ henviser til de tilsvarende parametre Sol. Se: Krimm, Hans Lysstyrke, Radius og Temperatur (engelsk) (link ikke tilgængeligt) . Hampden-Sydney College (19. august 1997). Arkiveret fra originalen den 8. maj 2003.   
3. ↑ Den samlede egenbevægelse er givet som:  tusindedele af et buesekund/år, hvor og er de rigtige bevægelseskomponenter i henholdsvis højre ascension og deklination. Som et resultat, sidehastigheden:  km, hvor d  er afstanden i parsec. Se: Majewski, Steven R. Stellar Motions (engelsk) (link ikke tilgængeligt) . University of Virginia (2006). Arkiveret fra originalen den 25. januar 2012.   
4. ↑ Fra Pythagoras sætning ville den samlede hastighed være:  km/s, hvor V r og V t  er henholdsvis de radiale og tværgående hastigheder.
5. ↑ Masserne af hvide dværge er koncentreret omkring en gennemsnitlig masseværdi på 0,58 solmasser, og kun 2 % af alle hvide dværge har en masse lig med eller større end Solens masse. Se:
   Holberg, JB; Barstow, M.A.; Bruhweiler, F.C.; Cruise, A.M.; Penny, AJ Sirius B: En ny, mere nøjagtig visning  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Vol. 497 , nr. 2 . - S. 935-942 . - doi : 10.1086/305489 .  (Engelsk)
6. ↑ R * = 0,006 R ☉ = 0,006 7⋅10 8 m = 4200 km.
7. ↑ Tyngdekraften på Jordens overflade er 9.780 m/s 2 eller 978.0 cm/s 2 i CGS-enheder. Herfra: Logaritmen af ​​tyngdekraftsforholdet er 8,95 − 2,99 = 5,96. Derfor er tyngdekraftsforholdet 105,96 ≈ 912000 .
8. ↑ Fra Wiens forskydningslov er strålingsenergien for et absolut sort legeme maksimal ved en given temperatur ved en bølgelængde λ b \u003d (2.898⋅10 6 nm K) / (35.500 K) ≈ 82 nm , som ligger i den yderste ultraviolette del af det elektromagnetiske spektrum .

1. ↑ Objekt og aliaser  (engelsk)  (link ikke tilgængeligt) . NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations . Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
2. ↑ IK Pegasi  . Alcyone.de. Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 SIMBAD-forespørgselsresultat : HD 204188 - Spektroskopisk binær  . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg. Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012. — Bemærk: nogle parametre blev opnået ved at klikke på knappen "Vis alle målinger".
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd. Pulserende aktivitet på Ik-Pegasi  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1994. - Vol. 267 , nr. 4 . - S. 1045-1052 . Arkiveret fra originalen 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 . - S. 869-880 . - doi : 10.1086/156090 . Arkiveret fra originalen den 3. november 2017.  (Engelsk)
6. ↑ 1 2 3 B. Smalley, K.C. Smith, D. Wonnacott, C.S. Allen. Den kemiske sammensætning af IK Pegasi  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1996. - Vol. 278 , nr. 3 . - S. 688-696 . Arkiveret fra originalen 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 . Arkiveret fra originalen den 20. november 2017.  (Engelsk)
8. ↑ 1 2 3 4 5 Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. De varme hvid-dværg-kammerater af HR 1608, HR 8210 og HD 15638  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  : tidsskrift  . - 1999. - Bd. 105 , nr. 690 . - s. 841-847 . - doi : 10.1086/133242 . Arkiveret fra originalen den 26. februar 2008.  (Engelsk)
9. ↑ Skiff BA General Catalogue 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. Evidens for en ekstern oprindelse af tunge grundstoffer i varme DA hvide  dværge // Man . Ikke. 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. Rotationshastigheder for stjerner af A-typen på den nordlige halvkugle. II. Måling af v sini  (engelsk) // 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 - Et nærliggende, kort periode, Sirius-lignende system  (engelsk)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 1993. - Vol. 262 , nr. 2 . - S. 277-284 . Arkiveret fra originalen den 7. januar 2016.  (Engelsk)
13. ↑ Pickering, Edward Charles. Revideret Harvard-fotometri: et katalog over positioner, fotometriske størrelser og spektre af 9110 stjerner, hovedsagelig af størrelsesordenen 6,50, og lysere observeret med 2 og 4 tommer meridian-fotometrene  //  Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College: tidsskrift. - 1908. - Bd. 50 . — S. 182 . Arkiveret fra originalen den 31. august 2019.  (Engelsk)
14. ↑ Personale. Spektroskopiske  binærer . University of Tennessee. Arkiveret fra originalen 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 . Arkiveret fra originalen 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-kataloget  // Astronomi og astrofysik  . - EDP Sciences , 1997. - Vol. 323 . -P.L49- L52 .  (Engelsk)
17. ↑ Wilson, Ralph Elmer. Generelt katalog over stjernernes radiale hastigheder . - Carnegie Institution of Washington, 1953. Arkiveret 5. oktober 2018 på Wayback Machine 
18. ↑ Burleigh, M.R.; Barstow, M.A.; Bond, H.E.; Holberg, JB (28. juli – 1. august 2001). "Løsning af Sirius-lignende binærer med Hubble-rumteleskopet" . I Provencal, JL; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S. Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs . San Francisco: Astronomy Society of the Pacific. s. 222. ISBN 1-58381-058-7 . Arkiveret fra originalen 2017-11-14. Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp );Tjek datoen på |date=( hjælp på engelsk ) (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  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1998. - Vol. 502 , nr. 2 . - s. 763-787 . - doi : 10.1086/305926 .  (link ikke tilgængeligt  )
20. ↑ For en forklaring på præcis denne farve på stjerner, se: The Color of Stars  (eng.) . Australia Telescope Outreach and Education (21. december 2004). Arkiveret fra originalen den 24. august 2011.
21. ↑ 1 2 A. Gautschy, H. Saio. Stjernepulseringer på tværs af HR-diagrammet: Del 1   // Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik. - Årlige anmeldelser , 1995. - Vol. 33 . - S. 75-114 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 . Arkiveret fra originalen den 29. februar 2008.  (Engelsk)
22. ↑ Templeton, Matthew Variable Star of the Season: Delta Scuti og Delta Scuti-variablerne (link ikke tilgængeligt) . AAVSO (2004). Arkiveret fra originalen den 28. oktober 2004. (ubestemt) 
23. ↑ Smith , Gene Stellar Spectra  . University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences (16. april 1999). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
24. ↑ JG Mayer, J. Hakkila. Fotometriske effekter af binaritet på AM Star bredbåndsfarver   // Bulletin of the American Astronomical Society : journal. - American Astronomical Society , 1994. - Vol. 26 . - S. 868 . Arkiveret fra originalen den 3. november 2017.  (Engelsk)
25. ↑ Anonym. Stjernelivstider  . _ Georgia State University (2005). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
26. ↑ Personale. Hvide dværge og  planettåger . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29. august 2006). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
27. ↑ Heger, A.; Fryer, C.L.; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH §3, Hvordan massive enkeltstjerner afslutter deres liv  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 591 , nr. 1 . - S. 288-300 . - doi : 10.1086/375341 . Arkiveret fra originalen den 27. august 2018.  (Engelsk)
28. ↑ Seligman, Courtney The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars  ( 2007). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
29. ↑ Personale. Stjerneudvikling – dannelses- og  ødelæggelsescyklusser . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29. august 2006). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
30. ↑ Richmond, Michael Sene udviklingsstadier for stjerner med lav masse  (engelsk)  (link ikke tilgængeligt) . Rochester Institute of Technology (5. oktober 2006). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
31. ↑ Darling, David Carbon burning  (engelsk)  (link ikke tilgængeligt) . Internet Encyclopedia of Science. Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
32. ↑ Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. Hubble adskiller stjerner i Mira binære  system . HubbleSite News Center (6. august 1997). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
33. ↑ Oberhummer, H.; Csoto, A.; Schlattl, H. Stellar produktionshastigheder for kulstof og dets overflod i universet  (engelsk)  // Science : journal. - 2000. - Vol. 289 , nr. 5476 . - S. 88-90 . - doi : 10.1126/science.289.5476.88 . — PMID 10884230 . Arkiveret fra originalen den 15. september 2009.  (Engelsk)
34. ↑ Iben, Icko, Jr. Enkelt- og binærstjerneudvikling  (engelsk)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1991. - Vol. 76 . - S. 55-114 . - doi : 10.1086/191565 . Arkiveret fra originalen den 11. oktober 2007.  (Engelsk)
35. ↑ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. Om dannelsen af ​​ilt-neon hvide dværge i tætte binære systemer  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2001. - Vol. 375 . - S. 87-99 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010828 . Arkiveret fra originalen den 14. november 2017.  (Engelsk)
36. ↑ Woosley, SE; Heger, A. Udviklingen og eksplosionen af ​​massive stjerner  // Anmeldelser af moderne fysik. - 2002. - T. 74 , nr. 4 . - S. 1015-1071 . - doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . Arkiveret fra originalen den 29. september 2007.  (Engelsk)
37. ↑ Estimering af stjerneparametre fra Energy Equipartition  . videnskabsstykker. Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
38. ↑ Imamura, James N. Cooling of White Dwarfs  (engelsk)  (link utilgængeligt) . University of Oregon (24. februar 1995). Arkiveret fra originalen den 27. februar 1997.
39. ↑ KA Postnov, LR Yungelson. Udviklingen af ​​kompakte binære stjernesystemer  (engelsk)  (utilgængeligt link) . Living Reviews in Relativity (2006). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
40. ↑ Malatesta, K.; Davis, K. Månedens variable stjerne: A Historical Look at Novae  (engelsk)  (link utilgængeligt) . AAVSO (maj 2001). Arkiveret fra originalen den 6. november 2003.
41. ↑ 1 2 Malatesta, Kerri R. S. Ophiuchi . VSoccessdate = (maj 2000). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012. (ubestemt)
42. ↑ Hendrix, Susan Forskere ser Storm Before the Storm i Future  Supernova . NASA (20. juli 2007). Arkiveret 12. maj 2020.
43. ↑ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. Udviklingen af ​​hovedsekvensstjerne + hvid dværg binære systemer mod Type Ia supernovaer  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2000. - Vol. 362 . - S. 1046-1064 . Arkiveret fra originalen den 9. november 2017.  (Engelsk)
44. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). "Om udviklingen af ​​interagerende binære filer, der indeholder en hvid dværg" . I Gansicke, BT; Beuermann, K.; Rein, K. The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings . San Francisco, Californien: Astronomical Society of the Pacific. s. 252. Arkiveret fra originalen 2017-11-03. Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp ) (Engelsk)
45. ↑ Di Stefano, Rosanne (28. februar-1. marts 1996). "Lysende superbløde røntgenkilder som stamfædre til type Ia supernovaer" . I J. Greiner. Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources . Garching, Tyskland: Springer-Verlag. ISBN 3-540-61390-0 . Arkiveret fra originalen (PDF) 2007-10-23. Tjek datoen på |date=( hjælp på engelsk ) Arkiveret 23. oktober 2007 på Wayback Machine 
46. ↑ Fryer, C.L.; Nyt , KCB 2.1 Skjul scenarie  . Gravitationsbølger fra Gravitational Collapse . Max-Planck-Gesellschaft (24. januar 2006). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
47. ↑ Personale. Stjerneudvikling – dannelses- og  ødelæggelsescyklusser . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29. august 2006). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012.
48. ↑ Richmond, Michael Vil en nærliggende supernova bringe liv på jorden i fare?  (engelsk) (TXT)  (utilgængeligt link) (8. april 2005). Arkiveret fra originalen den 30. juni 2012. Afsnit 4.
49. ↑ Hansen, Brad MS Type Ia Supernovae og High-Velocity White Dwarfs  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 582 , nr. 2 . - S. 915-918 . - doi : 10.1086/344782 . Arkiveret fra originalen den 20. november 2017.  (Engelsk)
50. ↑ Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. Type Ia Supernova-eksplosioner i binære systemer: Indvirkningen på den sekundære stjerne og dens konsekvenser  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - Vol. 128 . - S. 615-650 . - doi : 10.1086/313392 . Arkiveret fra originalen den 3. marts 2008.  (Engelsk)
51. ↑ Personale. Introduktion til Supernova -rester  . NASA/Goddard (7. september 2006). Arkiveret fra originalen den 11. maj 2012.

Links

• Davies, Ben Supernova-begivenheder  (engelsk) (2006). Arkiveret fra originalen den 26. maj 2012.
• Tzekova, Svetlana Yordanova IK Pegasi (HR 8210)  (engelsk) . ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere) (2004). Arkiveret fra originalen den 26. maj 2012.