Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
ИК Пегаси
Расположение IK Pegasi.png
Местонахождение ИК Пегаси.
Данные наблюдений Epoch J2000       Equinox J2000
СозвездиеПегас
Прямое восхождение21 ч 26 м 26.66066 с [1]
Склонение+ 19 ° 22 ′ 32,3169 ″ [1]
Видимая звездная величина  (V)6.08 [2]
Характеристики
А
Спектральный типA8m: [3] или kA6hA9mF0 [4]
Индекс цвета U − B0,03 [5]
Индекс цвета B − V0,235 ± 0,009 [2]
Тип переменнойДельта Щит [3]
B
Спектральный типDA [6]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )−9,7 ± 0,2 [2]  км / с
Собственное движение (μ) RA:  +80.964 [1]  mas / год
Декабрь:  +16.205 [1]  mas / год
Параллакс (π)21,1287 ± 0,1410 [1]  мас.
Расстояние154 ± 1  св. Лет
(47,3 ± 0,3  шт. )
Абсолютная звездная величина  (M V )2,75 [2]
Подробности
А
Масса1,65 [7]  M ☉
Радиус1,47+0,07
-0,09[1]  R ☉
Яркость6,568 ± 0,051 [1]  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )4,25 [7]  cgs
Температура7 624+237
−181[1]  K
Металличность117 [7] [8]
Скорость вращения ( v  sin  i )<32,5 [8]  км / с
Возраст50–600 [7]  млн лет
B
Масса1,15 [9]  M ☉
Радиус0,006 [6]  R ☉
Яркость0,12 [nb 1]  L ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )8.95 [6]  cgs
Температура35 500 [9]  К
Прочие обозначения
AB : IK Peg , BD + 18 ° 4794 , HD  204188, HIP  105860, HR  8210, SAO  107138. [5]
А : WD 2124 + 191, EUVE J2126 + 193. [10] [11]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

ИК Пегас (или HR 8210 ) - двойная звездная система в созвездии Пегаса . Оно достаточно яркое, чтобы его можно было увидеть невооруженным глазом на расстоянии около 154  световых лет от Солнечной системы .

Первичная звезда (И.К. Пегаси A) - это звезда главной последовательности A-типа, которая демонстрирует незначительные пульсации светимости . Она классифицируется как переменная звезда Дельта Щита и имеет периодический цикл изменения светимости, который повторяется примерно 22,9 раза в день. [7] Его компаньон (И.К. Пегаси B) - массивный белый карлик - звезда, которая эволюционировала после главной последовательности и больше не генерирует энергию за счет ядерного синтеза . Они вращаются вокруг друг друга каждые 21,7 дня со средним расстоянием около 31 миллиона километров, или 19 миллионов миль, или 0,21  астрономической единицы (а.е.). Это меньше орбиты Меркурия вокруг Солнца..

IK Pegasi B - ближайший известный кандидат в прародители сверхновой . Когда первичный элемент начинает превращаться в красного гиганта , ожидается, что он вырастет до радиуса, при котором белый карлик сможет аккрецировать материю из расширенной газовой оболочки. Когда белый карлик приближается к пределу Чандрасекара 1,4  солнечных масс ( M ☉ ), [12] он может взорваться как сверхновая типа Ia . [13]

Наблюдение [ править ]

Эта звездная система была занесена в каталог Bonner Durchmusterung 1862 г. («Боннский астрометрический обзор») как BD + 18 ° 4794B. Позже он появился в Гарвардском обновленном фотометрическом каталоге Пикеринга 1908 года как HR 8210. [14] Обозначение «IK Pegasi» следует за расширенной формой номенклатуры переменных звезд, введенной Фридрихом В. Аргеландером . [15]

Исследование спектрографических особенностей этой звезды показало характерный сдвиг линии поглощения двойной звездной системы. Этот сдвиг возникает, когда их орбита переносит звезды-члены к наблюдателю, а затем от него, вызывая доплеровский сдвиг длины волны линейных объектов. Измерение этого сдвига позволяет астрономам определить относительную орбитальную скорость по крайней мере одной из звезд, даже если они не могут разрешить отдельные компоненты. [16]

В 1927 году канадский астроном Уильям Э. Харпер использовал этот метод для измерения периода этой однолинейной спектроскопической двойной системы и определил, что он составляет 21,724 дня. Он также первоначально оценил эксцентриситет орбиты как 0,027. (Более поздние оценки показали, что эксцентриситет практически равен нулю, что является значением для круговой орбиты.) [13] Амплитуда скорости была измерена как 41,5 км / с, что является максимальной скоростью главного компонента вдоль луча зрения до спутника. Солнечная система. [17]

Расстояние до системы IK Pegasi можно измерить напрямую, наблюдая крошечные сдвиги параллакса этой системы (на более далеком звездном фоне), когда Земля вращается вокруг Солнца. Этот сдвиг был измерен с высокой точностью космическим кораблем Hipparcos , что дало оценку расстояния в 150  световых лет (с точностью ± 5 световых лет). [18] Тот же космический аппарат также измерил собственное движение этой системы. Это небольшое угловое движение И.К. Пегаса по небу из-за его движения в пространстве.

Комбинация расстояния и собственного движения этой системы может быть использована для вычисления поперечной скорости И. К. Пегаса как 16,9 км / с. [nb 2] Третий компонент, гелиоцентрическая лучевая скорость , может быть измерен по среднему красному смещению (или синему смещению) звездного спектра. В Общем каталоге радиальных скоростей звезд указана лучевая скорость для этой системы -11,4 км / с. [19] Комбинация этих двух движений дает космическую скорость 20,4 км / с относительно Солнца. [2]

Была предпринята попытка сфотографировать отдельные компоненты этой двойной системы с помощью космического телескопа Хаббл , но звезды оказались слишком близко, чтобы их можно было разрешить. [20] Недавние измерения с помощью космического телескопа Extreme Ultraviolet Explorer дали более точный орбитальный период 21,72168 ± 0,00009 суток . [10] Наклон этой системы в плоскости орбиты , как полагают, почти на ребро (90 °) , как видно из Земли. Если так, то можно будет наблюдать затмение . [9]

И.К. Пегаси А [ править ]

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR диаграмма) представляет собой график яркости по сравнению с показателем цвета для множества звезд. И.К. Пегаси A в настоящее время является звездой главной последовательности - термин, который используется для описания почти линейной группировки ядер, синтезирующих водород, звезд на основе их положения на диаграмме HR. Однако IK Pegasi A находится в узкой, почти вертикальной полосе диаграммы HR, известной как полоса нестабильности . Звезды в этой полосе колеблются когерентным образом, что приводит к периодическим пульсациям светимости звезды. [21]

Пульсации возникают в результате процесса, называемого κ-механизмом . Часть внешней атмосферы звезды становится оптически толстой из-за частичной ионизации определенных элементов. Когда эти атомы теряют электрон , вероятность того, что они будут поглощать энергию, увеличивается. Это приводит к повышению температуры, что вызывает расширение атмосферы. Наполненная атмосфера становится менее ионизированной и теряет энергию, заставляя ее охлаждаться и снова сокращаться. Результатом этого цикла является периодическая пульсация атмосферы и соответствующее изменение светимости. [21]

Относительные размеры И.К. Пегаса A (слева), B (внизу в центре) и Солнца (справа). [22]

Звезды в той части полосы нестабильности, которая пересекает главную последовательность, называются переменными Дельта Щита . Они названы в честь прототипа звезды для таких переменных: Delta Scuti . Переменные Дельта Щита обычно варьируются от спектрального класса от A2 до F8 и класса звездной светимости от III ( гиганты ) до V ( звезды главной последовательности ). Это короткопериодические переменные с регулярной частотой пульсации от 0,025 до 0,25 дня. Звезды Дельта Щит имеют обилие элементов, аналогичное солнечному (см. Звезды населения I ), и от 1,5 до 2,5  M ☉ . [23]Частота пульсации IK Pegasi A была измерена при 22,9 циклах в день или один раз в 0,044 дня. [7]

Астрономы определяют металличность звезды как обилие химических элементов , атомный номер которых выше, чем у гелия. Это измеряется спектроскопическим анализом атмосферы с последующим сравнением с результатами, ожидаемыми от расчетных звездных моделей. В случае IK Pegasus A расчетное содержание металла составляет [M / H] = +0.07 ± 0.20. Эта запись дает логарифмотношения металлических элементов (M) к водороду (H) минус логарифм отношения металлов Солнца. (Таким образом, если звезда соответствует содержанию металлов на Солнце, это значение будет равно нулю.) Логарифмическое значение 0,07 эквивалентно фактическому коэффициенту металличности 1,17, так что звезда примерно на 17% богаче металлическими элементами, чем Солнце. [7] Однако погрешность этого результата относительно велика.

В спектре звезд класса A, таких как IK Pegasi A, видны сильные бальмеровские линии водорода наряду с линиями поглощения ионизированных металлов, включая линию K ионизированного кальция (Ca II) на длине волны 393,3  нм . [24] Спектр IK Pegasi A классифицируется как предельный Am (или «Am:»), что означает, что он отображает характеристики спектрального класса A, но имеет незначительную металлическую облицовку. То есть в атмосфере этой звезды наблюдается немного (но аномально) более высокая, чем обычно, сила линий поглощения для металлических изотопов. [3] Звезды спектрального класса Am часто являются членами тесных двойных систем с спутником примерно такой же массы, как в случае с И.К. Пегаси. [25]

Спектральные звезды класса А горячее и массивнее Солнца. Но, как следствие, их продолжительность жизни на главной последовательности соответственно короче. Для звезды с массой, подобной IK Pegasi A (1.65 M ☉ ), ожидаемое время жизни на главной последовательности составляет 2–3 × 10 9 лет , что примерно вдвое меньше нынешнего возраста Солнца. [26]

Что касается массы, относительно молодой Альтаир является ближайшей к Солнцу звездой, которая является звездным аналогом компонента A - его оценка составляет 1,7 M ☉ . Двойная система в целом имеет некоторое сходство с близлежащей системой Сириуса , в которой есть первичный объект класса А и компаньон - белый карлик. Однако Сириус А массивнее ИК Пегаса А, а орбита его спутника намного больше, с большой полуосью 20 а.е.

И.К. Пегаси Б [ править ]

Звезда-компаньон - плотный белый карлик . Эта категория звездных объектов достигла конца своей эволюционной продолжительности жизни и больше не генерирует энергию с помощью ядерного синтеза . Вместо этого, при нормальных обстоятельствах, белый карлик будет постоянно излучать свою избыточную энергию, в основном накопленное тепло, становясь все холоднее и тусклее в течение многих миллиардов лет. [27]

Эволюция [ править ]

Почти все звезды малых и средних масс (менее 11 M ☉ ) превратятся в белые карлики, как только они исчерпают свой запас термоядерного топлива. [28] Такие звезды проводят большую часть своей жизни, производящей энергию, как звезды главной последовательности . Время, которое звезда проводит на главной последовательности, зависит в первую очередь от ее массы, причем продолжительность жизни уменьшается с увеличением массы. [29] Таким образом, чтобы IK Pegasi B стал белым карликом до компонента A, он должен был когда-то быть более массивным, чем компонент A. Фактически, прародитель IK Pegasi B, как полагают, имел массу от 6 до 10  M ☉ . [13]

Когда водородное топливо в ядре прародителя IK Pegasi B было израсходовано, он превратился в красного гиганта . Внутреннее ядро ​​сжималось, пока не началось горение водорода в оболочке, окружающей гелиевое ядро. Чтобы компенсировать повышение температуры, внешняя оболочка расширилась во много раз по сравнению с радиусом звезды главной последовательности. Когда ядро ​​достигло температуры и плотности, при которых гелий мог начать синтез, эта звезда сжалась и стала так называемой горизонтальной ветвью.звезда. То есть он принадлежал к группе звезд, которые падают примерно на горизонтальную линию на диаграмме HR. При синтезе гелия образуется инертное ядро ​​из углерода и кислорода. Когда гелий был исчерпан в ядре, образовалась горящая гелий оболочка в дополнение к горящей водороду, и звезда переместилась в то, что астрономы называют асимптотической ветвью гигантов , или AGB. (Это дорожка, ведущая к правому верхнему углу диаграммы ЧСС.) Если бы звезда имела достаточную массу, со временем в ее ядре могло бы начаться синтез углерода , производящий кислород , неон и магний . [30] [31] [32]

Внешняя оболочка красного гиганта или звезды AGB может расширяться в несколько сотен раз больше радиуса Солнца, занимая радиус около 5 × 10 8 км (3 а.е.) в случае пульсирующей звезды AGB Мира . [33] Это намного превышает текущее среднее расстояние между двумя звездами в IK Pegasi, поэтому в течение этого периода времени у двух звезд была общая оболочка. В результате внешняя атмосфера IK Pegasi A могла быть усилена изотопами. [9]

Helix Nebula создаются звезда превращается в белый карлик. Изображение НАСА и ЕКА .

Через некоторое время после образования инертного кислородно-углеродного (или кислородно-магниево-неонового) ядра термоядерный синтез начал происходить вдоль двух оболочек, концентричных с областью ядра; водород сжигался вдоль внешней оболочки, в то время как синтез гелия происходил вокруг инертного ядра. Однако эта фаза с двойной оболочкой нестабильна, поэтому она производит тепловые импульсы, которые вызывают крупномасштабные выбросы массы из внешней оболочки звезды. [34] Выброшенный материал сформировал огромное облако материала, которое называется планетарной туманностью . Вся водородная оболочка, кроме небольшой, отошла от звезды, оставив после себя белый карлик, состоящий в основном из инертного ядра. [35]

Состав и структура [ править ]

Внутренняя часть IK Pegasi B может состоять полностью из углерода и кислорода; в качестве альтернативы, если его предок подвергся сжиганию углерода , он может иметь ядро ​​из кислорода и неона, окруженное мантией, обогащенной углеродом и кислородом. [36] [37] В любом случае внешняя часть IK Pegasi B покрыта атмосферой из почти чистого водорода, что дает этой звезде ее звездную классификацию DA. Из-за более высокой атомной массы любой гелий в оболочке окажется под слоем водорода. [6] Вся масса звезды поддерживается давлением вырождения электронов - квантово-механическим эффект, ограничивающий количество вещества, которое можно втиснуть в заданный объем.

На этом графике показан теоретический радиус белого карлика с учетом его массы. Зеленая кривая соответствует релятивистской модели электронного газа.

По оценкам , 1,15  М ☉ , IK Пегаса B считается высокой массы белого карлика. [nb 3] Хотя его радиус не наблюдался напрямую, его можно оценить из известных теоретических соотношений между массой и радиусом белых карликов, [38] что дает значение около 0,60% от радиуса Солнца . [6] (Другой источник дает значение 0,72%, поэтому остается некоторая неопределенность в этом результате.) [7] Таким образом, эта звезда упаковывает массу больше Солнца в объем, примерно равный размеру Земли, что дает представление чрезвычайной плотности этого объекта . [№ 4]

Массивная и компактная природа белого карлика создает сильную поверхностную гравитацию . Астрономы обозначают эту величину десятичного логарифма от гравитационной силы в СГС , или лог - г . Для IK Pegasi B log g составляет 8,95. [6] Для сравнения, log g для Земли составляет 2,99. Таким образом, поверхностная гравитация на IK Pegasi более чем в 900 000 раз превышает гравитационную силу на Земле. [№ 5]

Эффективная температура поверхности IK Пегаса B оценивается приблизительно 35,500 ± 1,500 К , [9] , что делает его сильным источником ультрафиолетового излучения. [6] [nb 6] В нормальных условиях этот белый карлик продолжал бы охлаждаться более миллиарда лет, в то время как его радиус практически не изменился бы. [39]

Будущая эволюция [ править ]

В статье 1993 года Дэвид Воннакотт, Барри Дж. Келлетт и Дэвид Дж. Стикленд определили эту систему как кандидата на превращение в сверхновую типа Ia или катаклизмическую переменную . [13] Находясь на расстоянии 150 световых лет, это ближайший к Земле известный кандидат в предки сверхновой . Однако за то время, которое потребуется системе, чтобы развиться до состояния, при котором может произойти сверхновая, она переместится на значительное расстояние от Земли, но все же может представлять угрозу.

В какой-то момент в будущем IK Pegasi A будет потреблять водородное топливо в своем ядре и начнёт уходить от главной последовательности, чтобы сформировать красного гиганта. Оболочка красного гиганта может вырасти до значительных размеров, в сто раз превышая свой предыдущий радиус (или больше). Как только IK Pegasi A расширится до точки, где его внешняя оболочка выйдет за пределы полости Роша его спутника, вокруг белого карлика образуется газовый аккреционный диск . Этот газ, состоящий в основном из водорода и гелия, затем накапливается на поверхности спутника. Этот массообмен между звездами также приведет к сокращению их взаимной орбиты. [40]

На поверхности белого карлика аккрецированный газ сжимается и нагревается. В какой-то момент скопившийся газ может достичь условий, необходимых для синтеза водорода, вызывая неуправляемую реакцию, которая вытеснит часть газа с поверхности. Это привело бы к (повторяющемуся) взрыву новой звезды - катаклизмической переменной звезды - и светимость белого карлика быстро увеличилась бы на несколько звездных величин в течение нескольких дней или месяцев. [41] Примером такой звездной системы является RS Ophiuchi., двойная система, состоящая из красного гиганта и белого карлика-компаньона. RS Ophiuchi вспыхивал в (повторяющуюся) новую звезду по крайней мере шесть раз, каждый раз увеличивая критическую массу водорода, необходимую для безудержного взрыва. [42] [43]

Не исключено, что IK Pegasi B пойдет по аналогичной схеме. [42] Однако для накопления массы может быть выброшена только часть аккрецированного газа, так что с каждым циклом масса белого карлика будет постоянно увеличиваться. Таким образом, даже если он будет вести себя как повторяющаяся новая, ИК Пегас B может продолжать накапливать растущую оболочку. [44]

Альтернативная модель, которая позволяет белому карлику постоянно накапливать массу, не извергаясь как новая, называется сверхмягким источником рентгеновского излучения тесной двойной системы (CBSS). В этом сценарии скорость массопереноса в тесную двойную систему белых карликов такова, что устойчивое горение термоядерного синтеза может поддерживаться на поверхности, поскольку поступающий водород расходуется в термоядерном синтезе для производства гелия. Эта категория сверхмягких источников состоит из белых карликов большой массы с очень высокими температурами поверхности (от 0,5 × 10 6 до 1 × 10 6 К [45] ). [46]

Если масса белого карлика приблизится к пределу Чандрасекара 1,4 M ☉, он больше не будет поддерживаться давлением вырождения электронов и подвергнется коллапсу. Для ядра, состоящего в основном из кислорода, неона и магния, коллапсирующий белый карлик, скорее всего, сформирует нейтронную звезду . В этом случае в результате будет выброшена лишь часть массы звезды. [47]Однако, если ядро ​​вместо этого состоит из углерод-кислород, повышение давления и температуры вызовет плавление углерода в центре до достижения предела Чандрасекара. Драматическим результатом является безудержная реакция ядерного синтеза, которая за короткое время поглощает значительную часть звезды. Этого будет достаточно, чтобы освободить звезду от катастрофического взрыва сверхновой типа Ia. [48]

Такое событие сверхновой может представлять некоторую угрозу жизни на Земле. Считается, что главная звезда, IK Pegasi A, вряд ли в ближайшем будущем превратится в красного гиганта. Как было показано ранее, космическая скорость этой звезды относительно Солнца составляет 20,4 км / с. Это эквивалентно перемещению на расстояние в один световой год каждые 14 700 лет. Например, через 5 миллионов лет эта звезда будет отделена от Солнца более чем на 500 световых лет. Считается, что сверхновая типа Ia в пределах тысячи парсеков (3300 световых лет) может повлиять на Землю [49], но она должна быть ближе, чем примерно 10 парсеков (около тридцати световых лет), чтобы нанести серьезный ущерб Земле. земная биосфера. [50]

После взрыва сверхновой остаток звезды-донора (IK Pegasus A) продолжит движение с конечной скоростью, которой он обладал, когда он был членом близкой орбитальной двойной системы. В результате чего относительная скорость может достигать 100-200 км / с, что бы поместить его среди членов высокой скорости в Галактике . Компаньон также потеряет некоторую массу во время взрыва, и его присутствие может создать брешь в расширяющемся мусоре. С этого момента он превратится в единственный белый карлик. [51] [52] Взрыв сверхновой создаст остатки расширяющегося материала, которые в конечном итоге сольются с окружающей межзвездной средой . [53]

Заметки [ править ]

  1. ^ Основано на:
    где L - светимость, R - радиус, а T eff - эффективная температура. См .:
    Кримм, Ганс (19 августа 1997 г.). «Светимость, радиус и температура» . Колледж Хэмпден-Сидней. Архивировано из оригинала 8 мая 2003 года . Проверено 16 мая 2007 .
  2. ^ Чистое собственное движение определяется по формуле:
     мас / год.
    где и - составляющие собственного движения по прямому восхождению и склонению соответственно. Результирующая поперечная скорость равна:
    V t = μ • 4,74 d (пк) = 16,9 км.
    где d (pc) - расстояние в парсеках. См .: Маевски, Стивен Р. (2006). «Звездные движения» . Университет Вирджинии. Архивировано из оригинала на 2012-01-25 . Проверено 14 мая 2007 .
  3. ^ Белого карлика население узко распределены вокруг средней массой 0,58  М ☉ , и только 2%. См .: Holberg, JB; Барстоу, Массачусетс; Брювайлер, ФК; Круиз, AM; и другие. (1998). «Сириус Б: новый, более точный взгляд» . Астрофизический журнал . 497 (2): 935–942. Bibcode : 1998ApJ ... 497..935H . DOI : 10.1086 / 305489 .
    У всех белых карликов есть хотя бы одна солнечная масса.
  4. ^ R * = 0,006 • (6,96 × 10 8 ) ≈ 4200 км.
  5. ^ Поверхностная сила тяжести Земли составляет 9,780 м / с 2 , или 978,0 см / с 2 в единицахcgs. Таким образом:
    Логарифм соотношения гравитационных сил составляет 8,95 - 2,99 = 5,96. Так:
  6. ^ Из вытесняющего закона Вина , пиковая излучение черного тела при этой температуре будет на длину волны от:
     нм
    который находится в далекой ультрафиолетовой части электромагнитного спектра .

Ссылки [ править ]

  1. ^ Б с д е е г ч Брауном, АГА; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). « Gaia Data Release 2: краткое изложение содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A & A ... 616A ... 1G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  2. ^ a b c d e Андерсон, Э .; Фрэнсис, гл. (2012), «XHIP: расширенная компиляция hipparcos», Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode : 2012AstL ... 38..331A , doi : 10.1134 / S1063773712050015 , S2CID 119257644 . 
  3. ^ a b c Курц, DW (1978), «Металлизм и пульсация - пограничные металлические линии звезд», Astrophysical Journal , 221 : 869–880, Bibcode : 1978ApJ ... 221..869K , doi : 10.1086 / 156090 , hdl : 2152/34842
  4. ^ Скифф, BA (октябрь 2014 г.), «Каталог звездных спектральных классификаций», Обсерватория Лоуэлла , онлайн-каталог данных VizieR: B / mk, Bibcode : 2014yCat .... 1.2023S .
  5. ^ a b "HD 12139" . SIMBAD . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 13 ноября 2019 .- Примечание: некоторые результаты были запрошены через функцию «Показать все измерения» на веб-странице.
  6. ^ Б с д е е г Барстоу, MA; Holberg, JB; Кестер, Д. (1994), «Экстремальная ультрафиолетовая спектрофотометрия HD16538 и HR: 8210 Ik-Pegasi», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 270 (3): 516, Bibcode : 1994MNRAS.270..516B , doi : 10.1093 /mnras/270.3.516
  7. ^ a b c d e f g h Wonnacott, D .; Келлетт, Б.Дж.; Smalley, B .; Ллойд, К. (1994), "Пульсационная активность на Ик-Пегаси", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 267 (4): 1045–1052, Bibcode : 1994MNRAS.267.1045W , doi : 10.1093 / mnras / 267.4.1045
  8. ^ а б Смолли, В .; и другие. (1996), "Химический состав IK Пегаса", Monthly Notices Королевского астрономического общества , 278 (3): 688-696, Bibcode : 1996MNRAS.278..688S , DOI : 10,1093 / MNRAS / 278.3.688
  9. ^ a b c d e Landsman, W .; Саймон, Т .; Бержерон, П. (1999), «Горячие белые карлики, компаньоны HR 1608, HR 8210 и HD 15638», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 105 (690): 841–847, Bibcode : 1993PASP .. 105..841L , DOI : 10,1086 / 133242
  10. ^ a b Vennes, S .; Кристиан, диджей; Торстенсен, Дж. Р. (1998), «Горячие белые карлики в обзоре исследователей в крайнем ультрафиолетовом диапазоне . IV. DA Белые карлики с яркими спутниками» , The Astrophysical Journal , 502 (2): 763–787, Bibcode : 1998ApJ ... 502. .763V , doi : 10.1086 / 305926 , получено 05.01.2010
  11. ^ Валлерга, Джон (1998), "Звездное поле экстремального ультрафиолетового излучения", Astrophysical Journal , 497 (2): 77–115, Bibcode : 1998ApJ ... 497..921V , doi : 10.1086 / 305496
  12. ^ Маццали, Пенсильвания; Röpke, FK; Benetti, S .; Хиллебрандт, В. (2007). «Общий механизм взрыва сверхновых типа Ia». Наука (PDF). 315 (5813): 825–828. arXiv : astro-ph / 0702351v1 . Bibcode : 2007Sci ... 315..825M . DOI : 10.1126 / science.1136259 . PMID 17289993 . S2CID 16408991 .  
  13. ^ a b c d Wonnacott, D .; Келлетт, Б.Дж.; Stickland, DJ (1993), "IK Peg - Ближайшая, краткосрочная, подобная Сириусу система", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 262 (2): 277–284, Bibcode : 1993MNRAS.262..277W , DOI : 10,1093 / MNRAS / 262.2.277
  14. ^ Пикеринг, Эдвард Чарльз (1908), "Пересмотренная гарвардская фотометрия: каталог положений, фотометрических величин и спектров 9110 звезд, в основном звездной величины 6,50 и более ярких, наблюдаемых с помощью 2- и 4-дюймовых (100 мм) меридианных фотометров ", Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа , 50 : 182, Bibcode : 1908AnHar..50 .... 1P
  15. ^ Рабиновиц, Гарольд; Фогель, Сюзанна (2009), Руководство научного стиля: руководство для авторов, редакторов и исследователей , Academic Press, стр. 364, ISBN 978-0-12-373980-3
  16. ^ Персонал, Spectroscopic Binaries , University of Tennessee , извлечено 09.06.2007.
  17. ^ Харпер, WE (1928), "Орбиты Персея и HR 8210", Публикации Астрофизической обсерватории Доминиона , 4 : 161–169, Bibcode : 1928PDAO .... 4..171H
  18. ^ Перриман, MAC; и другие. (1997), "Каталог Hipparcos", Астрономия и астрофизика , 323 : L49 – L52, Bibcode : 1997A & A ... 323L..49P
  19. ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953), "Общий каталог звездных лучевых скоростей", публикация Института Карнеги, Вашингтон, округ Колумбия , Институт Карнеги в Вашингтоне, Bibcode : 1953GCRV..C ...... 0W
  20. ^ Берли, MR; и другие. (28 июля - 1 августа 1975 г.), "Разрешение двойных звезд, подобных Сириусу, с помощью космического телескопа Хаббла", на Провансальском, JL; Шипман, HL; MacDonald, J .; Гудчайлд, С. (ред.), Труды 12-го Европейского семинара по белым карликам , 226 , Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество, стр. 222, arXiv : astro-ph / 0010181 , Bibcode : 2001ASPC..226..222B , ISBN 1-58381-058-7
  21. ^ a b Gautschy, A .; Сайо, Х. (1995), "Звездные пульсации на диаграмме ЧСС: Часть 1", Ежегодный обзор астрономии и астрофизики , 33 (1): 75–114, Bibcode : 1995ARA & A..33 ... 75G , doi : 10.1146 /annurev.aa.33.090195.000451
  22. ↑ Чтобы узнать о цветах звезд, см .: «Цвет звезд» . Австралийский телескоп и образование. 21 декабря, 2004. Архивировано из оригинального 10 марта 2012 года . Проверено 26 сентября 2007 .
  23. ^ Templeton, Мэтью (2004), Variable Звезды сезона: Дельта Щит и переменная Дельта Щит , AAVSO, архивируется с оригинала на 26 октября 2006 года , восстановлена 2007-01-23
  24. ^ Саха, Свапан К. (2007), Получение изображений с ограничением дифракции с помощью больших и средних телескопов , World Scientific, стр. 440, Bibcode : 2007dlil.book ..... S , ISBN 978-981-270-777-2
  25. ^ Майер, JG; Хаккила Дж. (1994), "Фотометрические эффекты бинарности на широкополосные цвета AM-звезд", Бюллетень Американского астрономического общества , 26 : 868, Bibcode : 1994AAS ... 184.0607M
  26. ↑ Anonymous (2005), Stellar Lifetimes , Университет штата Джорджия , извлечено 26 февраля 2007 г.
  27. ^ Персонал (29 августа 2006 г.), Белые карлики и планетные туманности , Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики , извлечено 09.06.2007.
  28. ^ Heger, A .; и другие. (2003), «§3, Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь», Astrophysical Journal , 591 (1): 288–300, arXiv : astro-ph / 0212469 , Bibcode : 2003ApJ ... 591..288H , doi : 10.1086 / 375341 , S2CID 59065632 
  29. Перейти ↑ Seligman, Courtney (2007), The Mass-Luminosity Diagram and Lifetime of Main-Sequence Stars , извлечено 14 мая 2007 г.
  30. ^ Сотрудники (29 августа 2006), Stellar Evolution - циклы формирования и разрушения , Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики , извлекаться 2006-08-10
  31. ^ Ричмонд, Майкл (5 октября 2006 г.), Поздние стадии эволюции маломассивных звезд , Рочестерский технологический институт , извлечено 07 июня 2007 г.
  32. ^ Дарлинг, Дэвид, Сжигание углерода , Интернет-энциклопедия науки , получено 15 августа 2007 г.
  33. ^ Savage, D .; Jones, T .; Вильярд, Рэй; Ватцке, М. (6 августа 1997 г.), Хаббл разделяет звезды в двоичной системе Мира , Центр новостей HubbleSite , получено 01 марта 2007 г.
  34. ^ Оберхаммер, H .; Csótó, A .; Шлаттль, Х. (2000), "Звездные темпы производства углерода и его изобилие во Вселенной", Science , 289 (5476): 88–90, arXiv : astro-ph / 0007178 , Bibcode : 2000Sci ... 289 .. .88O , DOI : 10.1126 / science.289.5476.88 , PMID 10884230 , S2CID 2884928  
  35. ^ Iben, Ико - младший (1991), "Одно и двоичная эволюция звезды", Astrophysical Journal Supplement Series , 76 : 55-114, Bibcode : 1991ApJS ... 76 ... 55И , DOI : 10,1086 / 191565
  36. ^ Gil-Pons, P .; Гарсия-Берро, Э. (2001), «Об образовании кислородно-неоновых белых карликов в тесных двойных системах», Astronomy and Astrophysics , 375 (1): 87–99, arXiv : astro-ph / 0106224 , Bibcode : 2001A & A ... 375 ... 87G , DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010828 , S2CID 11890376 
  37. ^ Woosley, SE; Хегер А. (2002), «Эволюция и взрыв массивных звезд» (PDF) , Обзоры современной физики , 74 (4): 1015–1071, Bibcode : 2002RvMP ... 74.1015W , doi : 10.1103 / RevModPhys. 74,1015 , архивируются от оригинала (PDF) на 2012-03-18 , извлекаются 2007-05-30
  38. ^ Смета звездных параметров от энергии равнораспределения , ScienceBits , извлекаться 2007-05-15
  39. ^ Имамура, Джеймс Н. (24 февраля 1995), Охлаждение белых карликов , Университет штата Орегон, архивированных с оригинала на 2 мая 2007 года , получен 2007-05-19
  40. ^ Постнов, К.А.; Юнгельсон, Л.Р. (2006), «Эволюция компактных двойных звездных систем» , Living Reviews in Relativity , 9 (1): 6, doi : 10.12942 / lrr-2006-6 , PMC 5253975 , PMID 28163653 , заархивировано с оригинала на 26 сентября 2007 г., дата обращения 16 мая 2007 г.  
  41. ^ Малатеста, К .; Дэвис, К. (май 2001), Variable Star Of The Month: Исторический взгляд на Novae , AAVSO, архивируются с оригинала на 19 мая 2007 года , восстановлена 2007-05-20
  42. ^ Б Малатеста, Кэрри (май 2000), Variable Star Of The Month-мае 2000 года: RS Змееносца , AAVSO, архивируются с оригинала на 5 апреля 2007 года , восстановлена 2007-05-15
  43. ^ Hendrix, Сьюзен (20 июля 2007), ученые видят Шторм перед бурей в будущей Supernova , НАСА , извлекаться 2007-05-25
  44. ^ Langer, N .; Deutschmann, A .; Wellstein, S .; Хёфлих, П. (2000), «Эволюция двойных систем звезда главной последовательности + белые карлики в направлении сверхновых типа Ia», Astronomy and Astrophysics , 362 : 1046–1064, arXiv : astro-ph / 0008444 , Bibcode : 2000A & A ... 362.1046L
  45. ^ Langer, N .; Юн, С.-К .; Wellstein, S .; Scheithauer, S. (2002), "Об эволюции взаимодействующих двойных систем, содержащих белый карлик", в Gänsicke, BT; Beuermann, K .; Рейн К. (ред.), Физика катаклизмических переменных и связанных объектов, Протоколы конференции ASP , 261 , Сан-Франциско, Калифорния: Тихоокеанское астрономическое общество, стр. 252, Bibcode : 2002ASPC..261..252L
  46. ↑ Ди Стефано, Розанна (28 февраля - 1 марта 1996 г.), Дж. Грейнер (редактор), Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae , Гархинг, Германия: Springer-Verlag, ISBN 3-540-61390-0, архивировано из оригинального (PDF) 23 октября 2007 г. , дата обращения 19 мая 2007 г.
  47. ^ Фрайер, CL; Нью, KCB (24 января 2006 г.), «Сценарий коллапса 2.1» , Гравитационные волны от гравитационного коллапса , Max-Planck-Gesellschaft, заархивировано из оригинала 27 марта 2011 г. , извлечено 07 июня 2007 г.
  48. ^ Сотрудники (29 августа 2006), Stellar Evolution - циклы формирования и разрушения , Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики , извлекаться 2006-08-10
  49. ↑ Ричмонд, Майкл (8 апреля 2005 г.), Будет ли находящаяся поблизости сверхновая звезда угрожать жизни на Земле? , Архивируются от оригинала (TXT) 6 марта 2007 года , восстановлена 2006-03-30 - см. Раздел 4.
  50. ^ Бук, Мартин (2011), «Прошлая, настоящая и будущая угроза сверхновой биосфере Земли», Astrophysics and Space Science , Springer, 336 (2): 287–302, Bibcode : 2011Ap & SS.336..287B , doi : 10.1007 / s10509-011-0873-9 , S2CID 119803426 
  51. ^ Хансен, Брэд М.С. (2003), «Сверхновые типа Ia и высокоскоростные белые карлики», The Astrophysical Journal , 582 (2): 915–918, arXiv : astro-ph / 0206152 , Bibcode : 2003ApJ ... 582. .915H , DOI : 10,1086 / 344782 , S2CID 16653531 
  52. ^ Marietta, E .; Берроуз, А .; Фрикселл, Б. (2000), «Взрывы сверхновых типа Ia в двойных системах: воздействие на вторичную звезду и его последствия», Серия дополнений к астрофизическому журналу , 128 (2): 615–650, arXiv : astro-ph / 9908116 , Bibcode : 2000ApJS..128..615M , DOI : 10,1086 / 313392 , S2CID 17251956 
  53. ^ Персонал (7 сентября 2006 г.), Введение в остатки сверхновых , НАСА / Годдард , извлечено 20 мая 2007 г.

Внешние ссылки [ править ]

  • Дэвис, Бен (2006), События сверхновой звезды , получено 01 июня 2007 г.
  • Ричмонд, Майкл (8 апреля 2005 г.), Будет ли находящаяся поблизости сверхновая звезда угрожать жизни на Земле? , The Amateur Sky Survey, заархивировано из оригинала 6 марта 2007 г. , получено 07 июня 2007 г.
  • Tzekova, Светлана Йорданова (2004), IK Пегаса (HR 8210) , ESO (Европейская организация астрономических исследований в Южном полушарии) , получены 2007-09-30