Википедија

IK Пегаз

IK Пегаз (или HR 8210) — двоен ѕвезден систем во соѕвездието Пегаз. Тој е доволно прозрачен за да се види со голо око, на растојание од околу 154 светлосни години од Сончевиот систем.

IK Пегаз

Местоположба на IK Пегаз.
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Пегаз
Ректасцензија 21ч 26м &1000000000266606600000026,66066с[1]
Деклинација +19° 22′ &1000000000032316900000032,3169″[1]
Прив. величина (V) 6.08[2]
Особености
A
Спектрален тип A8m:[3] or kA6hA9mF0[4]
U−B Боен показател 0.03[5]
B−V Боен показател 0,235 ± 0,009[2]
Променлив тип Делта Штит[3]
B
Спектрален тип DA[6]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)−9,7 ± 0,2[2] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: +80.964[1] млс/г
Дек.: +16.205[1] млс/г
Паралакса (π)21.1287 ± 0.1410[1] млс
Оддалеченост154 ± 1 сг
(47,3 ± 0,3 пс)
Апсолутна величина (MV)2.75[2]
Податоци
A
Маса1.65[7] M☉
Полупречник1,47+0,07
0,09[1] R☉
Површ. грав. (log g)4.25[7]
Сјајност6,568 ± 0,051[1] L☉
Температура7.624+237
181[1] K
Металичност117[7][8]
Вртежна брзина (v sin i)< 32.5[8] км/с
B
Маса1.15[9] M☉
Полупречник0.006[6] R☉
Површинска гравитација (log g)8.95[6]
Сјајност0.12[nb 1] L☉
Температура35,500[9] K
Други ознаки
{{{names}}}
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Примарната (IK Пегаз A) е ѕвезда од главната низа од типот А која прикажува мали пулсирања во сјајноста. Таа е категоризирана како променлива ѕвезда од типот Делта Скути и има периодичен циклус на варијација на сјајноста што се повторува околу 22,9 пати на ден.[7] Нејзиниот придружник (IK Пегаз В) е масивно бело џуџе - ѕвезда која еволуирала покрај главната низа и повеќе не генерира енергија преку јадрено соединување. Тие орбитираат едни со други на секои 21,7 дена со просечна разделба од околу 31 милиони километри, или 19 милиони милји, или 0,21 астрономски единици (АЕ). Ова е помало од орбитата на Меркур околу Сонцето.

IK Пегаз В е најблискиот познат кандидат за предок на супернова. Кога основното почнува да еволуира во црвен џин, се очекува да порасне до полупречник каде белото џуџе може да ја акредитира материја од проширената гасовита обвивка. Кога белото џуџе се приближува до Чандрасекаровата граница од 1,4 Сончеви маси (M☉),[10] може да експлодира како супернова од типот Ia.[11]

Набљудување

уреди

Овој ѕвезден систем бил каталогизиран во Бонскиот преглед („Бонско астрометриско истражување“) од 1862 година како BD +18°4794B. Подоцна се појавил во Ревидираниот каталог за фотометрија на Харвард од 1908 година на Пикеринг како HR 8210.[12] Ознаката „IK Пегаз“ ја следи проширената форма на номенклатурата за променливи ѕвезди воведена од Фридрих В. Аргеландер.[13]

Испитувањето на спектрографските карактеристики на оваа ѕвезда го покажало карактеристичното поместување на линијата на апсорпција на двоен ѕвезден систем. Ова поместување се создава кога нивната орбита ги носи ѕвездите-членки, а потоа подалеку од набљудувачот, предизвикувајќи доплерско поместување во брановата должина на линиските карактеристики. Мерењето на ова поместување им овозможува на астрономите да ја одредат релативната орбитална брзина на барем една од ѕвездите, иако тие не се во можност да ги разрешат поединечните компоненти.[14]

Во 1927 година, канадскиот астроном Вилијам Е. Харпер ја користел оваа техника за да го измери периодот на оваа еднолиниска спектроскопска бинарност и утврдил дека е 21,724 денови. Тој, исто така, првично ја проценил орбиталната ексцентричност како 0,027. (Подоцнежните проценки дале ексцентричност од суштински нула, што е вредност за кружна орбита.[11]) Амплитудата на брзината била измерена како 41,5 km/s, што е максималната брзина на примарната компонента по линијата на видот до Сончевиот систем.[15]

Растојанието до системот IK Пегаз може да се мери директно со набљудување на ситните паралаксни поместувања на овој систем (наспроти подалечната ѕвездена позадина) додека Земјата орбитира околу Сонцето. Ова поместување било измерено со висока прецизност со вселенското летало Хипаркос, давајќи проценка на растојание од 150 светлосни години[16] (со точност од ± 5 светлосни години). Истото вселенско летало го мери и правилното движење на овој систем. Ова е малото аголно движење на IK Пегаз низ небото поради нејзиното движење низ просторот.

Комбинацијата на растојанието и правилното движење на овој систем може да се искористи за да се пресмета попречната брзина на IK Пегаз како 16,9 km/s.[nb 2] Третата компонента, хелиоцентричната радијална брзина, може да се мери со просечното црвено-поместување (или сино-поместување) на ѕвездениот спектар. Општиот каталог на ѕвездени радијални брзини наведува радијална брзина од -11,4 км/сек.[17] за овој систем. Комбинацијата на овие две движења дава просторна брзина од 20,4 км/сек. во однос на Сонцето.[2]

Бил направен обид да се фотографираат поединечните компоненти на оваа бинарност со помош на вселенскиот телескоп Хабл, но било безуспешно.[18] Неодамнешните мерења со вселенскиот телескоп Extreme Ultraviolet Explorer дале попрецизен орбитален период од 21.72168 ± 0.00009 денови.[19] Се верува дека наклонот на орбиталната рамнина на овој систем е речиси раб (90°) како што се гледа од Земјата. Доколку е така, можно е да се набљудува затемнување.[9]

IK Пегаз А

уреди
 
Светлосна крива за IK Пегаз, нацртана од податоците на TESS[20]

Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм) е график на сјајност наспроти боениот показател за збир на ѕвезди. IK Пегаз A моментално е ѕвезда од главната низа - термин што се користи за опишување на речиси линеарно групирање на јадрото на ѕвезди кои спојуваат водород врз основа на нивната позиција на ХР-дијаграмот. Сепак, IK Пегаз A лежи во тесен, речиси вертикален појас на ХР-дијаграмот што е познат како појас за нестабилност. Ѕвездите во овој појас осцилираат на кохерентен начин, што резултира со периодични пулсирања во сјајноста на ѕвездата.[21]

Пулсирањата се резултат на процес наречен κ-механизам. Дел од надворешната атмосфера на ѕвездата станува оптички густ поради делумна јонизација на одредени елементи. Кога овие атоми ќе изгубат електрон, веројатноста тие да апсорбираат енергија се зголемува. Ова резултира со зголемување на температурата што предизвикува ширење на атмосферата. Надуената атмосфера станува помалку јонизирана и губи енергија, предизвикувајќи таа да се олади и повторно да се собира. Резултатот од овој циклус е периодично пулсирање на атмосферата и соодветна варијација на сјајноста.[21]

 
Релативните димензии на IK Пегаз А (лево), В (центар) и Сонцето (десно).[22]

Ѕвездите во делот од појасот за нестабилност што ја преминува главната низа се нарекуваат променливи ѕвезди од типот Делта Штит. Овие се именувани по прототипната ѕвезда за таквите променливи: Делта Штит. Променливите Делта Штит обично се движат од спектрална класа A2 до F8 и класа на ѕвездена сјајност од III (џинови) до V (ѕвезди од главната низа). Тие се променливи со краток период кои имаат редовна стапка на пулсирање помеѓу 0,025 и 0,25 денови.[23] Ѕвездите имаат изобилство на елементи слични на Сонцето (види Население I) и помеѓу 1,5 и 2.5 M☉. Стапката на пулсирање на IK Пегаз A е измерена на 22,9 циклуси на ден, или еднаш на секои 0,044 дена.[7]

Астрономите ја дефинираат металичноста на ѕвездата како изобилство на хемиски елементи кои имаат поголем атомски број од хелиумот. Ова се мери со спектроскопска анализа на атмосферата, проследена со споредба со резултатите што се очекуваат од пресметаните ѕвездени модели. Во случајот на IK Пегаз A, проценетото изобилство на металичност е [M/H] = +0,07 ± 0,20. Оваа нотација го дава логаритамот на односот на металните елементи (M) со водородот (H), минус логаритамот на односот на металот на Сонцето. (Така, доколку ѕвездата се совпаѓа со металното изобилство на Сонцето, оваа вредност ќе биде нула.) Логаритамската вредност од 0,07 е еквивалентна на реалниот однос на металичноста од 1,17, така што ѕвездата е околу 17% побогата со метални елементи од Сонцето.[7] Сепак, маргината на грешка за овој резултат е релативно голема.

Спектарот на ѕвездите од А-класа како IK Пегаз А покажува силни балмерови линии на водород заедно со линии на апсорпција на јонизирани метали, вклучувајќи ја и К-линијата на јонизиран калциум (Ca II) на бранова должина од 393.3 nm.[24] Спектарот на IK Пегаз A е класифицирана како маргинална Ам-ѕвезда, што значи дека ги прикажува карактеристиките на спектралната класа А, но е маргинално метално обложен. Односно, атмосферата на оваа ѕвезда покажува малку (но аномално) поголема јачина од нормалната линија на апсорпција за металните изотопи.[3] Ѕвездите од спектрален тип Ам често се членови на блиски бинарни броеви со придружник со приближно иста маса, како што е случајот со IK Пегаз.[25]

Спектралните ѕвезди од класа А се потопли и помасивни од Сонцето. Но, како последица на тоа, нивниот животен век на главната низа е соодветно пократок. За ѕвезда со маса слична на IK Пегаз A (1,65 M☉), очекуваниот животен век на главната низа е 2–3 × 109 години, што е околу половина од сегашната возраст на Сонцето.[26]

Во однос на масата, релативно младата ѕвезда Алтаир е најблиската ѕвезда до Сонцето што е ѕвезден аналог на компонентата А - има околу 1,7 M☉. Бинарниот систем како целина има некои сличности со блискиот систем Сириус, кој има примарна класа-А и бело џуџе придружник. Сепак, Сириус А е помасивна од IK Пегаз А и орбитата на нејзиниот придружник е многу поголема, со полуглавна оска од 20 АЕ.

IK Пегаз В

уреди

Придружната ѕвезда е густа бела џуџеста ѕвезда. Оваа категорија на ѕвездени објекти го достигнала крајот на својот развоен животен век и повеќе не генерира енергија преку јадрено соединување. Наместо тоа, во нормални околности, белото џуџе постојано ќе ја зрачи својата вишок енергија, главно складирана топлина, растејќи се поладно и потемнето во текот на многу милијарди години..[27]

Развој

уреди

Скоро сите ѕвезди со мала и средна маса (под околу 8-9 M☉) ќе завршат како бели џуџиња откако ќе го исцрпат снабдувањето со термојадрено гориво..[28] Таквите ѕвезди го поминуваат поголемиот дел од својот животен век за производство на енергија како ѕвезда од главната низа. Времето што ѕвездата го поминува на главната низа зависи првенствено од нејзината маса, при што животниот век се намалува со зголемување на масата.[29] Така, за IK Пегаз В да стане бело џуџе пред компонентата А, некогаш мора да била помасивна од компонентата А. Всушност, се смета дека предокот на IK Пегаз В имал маса помеѓу 5 и 8 M☉.[11]

Како што се трошело водородното гориво во јадрото на предокот на IK Пегаз В, таа серазвила во црвен џин. Внатрешното јадро се собирало додека не започнало согорувањето на водородот во обвивката која го опкружува јадрото на хелиумот. За да се компензира зголемувањето на температурата, надворешната обвивка се проширила на многукратно од полупречникот што го поседувала како ѕвезда од главната низа. Кога јадрото достигнало температура и густина каде што хелиумот би можел да почне да се подложува на соединување, оваа ѕвезда станала она што се нарекува хоризонтална гранка. Односно, припаѓала на група ѕвезди кои паѓаат на приближно хоризонтална линија на ХР-дијаграмот. Спојувањето на хелиумот формирало инертно јадро од јаглерод и кислород. Кога хелиумот бил исцрпен во јадрото, се формирала лушпа што гори со хелиум покрај онаа што гори водород и ѕвездата се преселила во она што астрономите го нарекуваат асимптотична џиновска гранка. (Ова е патека што води до горниот десен агол на ХР-дијаграмот.) Доколку ѕвездата имала доволна маса, со текот на времето би можело да започне соединувањето на јаглеродот во јадрото, создавајќи кислород, неон и магнезиум.[30][31][32]

Надворешната обвивка на црвен џин или ѕвезда асимптотична џиновска гранка (АГЏ) може да се прошири до неколку стотици пати од полупречникот на Сонцето, зафаќајќи полупречник од околу 5 × 108 km (3 АЕ) во случајот со пулсирачката АГЏ ѕвезда Мира.[33] Ова е далеку од денешното просечно раздвојување помеѓу двете ѕвезди во IK Пегаз, така што во овој временски период двете ѕвезди делеле заедничка обвивка. Како резултат на тоа, надворешната атмосфера на IK Пегаз А можеби добила изотопско подобрување.[9]

 
Маглината Завојница ја создава ѕвездата која еволуира во бело џуџе. Слика на НАСА и ЕВА.

Некое време откако се формирало инертното јадро кислород-јаглерод (или кислород-магнезиум-неон), термојадреното соединување започнало да се јавува по две обвивки концентрични со регионот на јадрото; водородот бил согорен по најоддалечената обвивка, додека хелиумското соединување се одвивало околу инертното јадро. Сепак, оваа фаза со двојна обвивка е нестабилна, па произведува топлински импулси кои предизвикуваат големи масовни исфрлања од надворешната обвивка на ѕвездата. Овој исфрлен материјал формирал огромен облак од материјал наречен планетарна маглина.[34] Сите, освен мал дел од обвивката на водородот, биле избркани од ѕвездата, оставајќи зад себе остаток од бело џуџе составено првенствено од инертното јадро.[35]

Состав и структура

уреди

Внатрешноста на IK Пегаз В може да биде целосно составена од јаглерод и кислород; алтернативно, доколку нејзиниот предок бил подложен на согорување на јаглерод, тој може да има јадро од кислород и неон, опкружено со јаглерод и кислород.[36][37] Во секој случај, надворешноста на IK Пегаз В е покриена со атмосфера од речиси чист водород, што и дава на оваа ѕвезда нејзината ѕвездена класификација. Поради поголемата атомска маса, секој хелиум во обвивката ќе потоне под водородниот слој.[6] Целата маса на ѕвездата е поддржана од притисокот на дегенерација на електрони — квантен механички ефект што ја ограничува количината на материја што може да се притисне во даден волумен.

 
Овој графикон го прикажува теоретскиот полупречник на бело џуџе, со оглед на неговата маса. Зелената крива е за релативистички модел на електронски гас.

Со проценети 1,15 M☉, IK Пегаз B се смета за бело џуџе со висока маса.[nb 3] Иако неговиот полупречник не е директно набљудуван, може да се процени од познати теоретски врски помеѓу масата и полупречникот на белите џуџиња,[38] давајќи вредност од околу 0,60% од радиусот на Сонцето[6] . (Различен извор дава вредност од 0,72%, така што останува одредена несигурност во овој резултат.[7]) Така оваа ѕвезда собира маса поголема од Сонцето во волумен приближно колку Земјата, давајќи индикација за овој објект екстремна густина.[nb 4]

Масивната, компактна природа на бело џуџе создава силна површинска гравитација. Астрономите ја означуваат оваа вредност со децимален логаритам на гравитационата сила во cgs единици, или log g[6]. За IK Пегаз В, дневникот g е 8,95. За споредба, log g за Земјата е 2,99. Така, површинската гравитација на IK Пегаз е над 900.000 пати поголема од гравитационата сила на Земјата.[nb 5]

Делотворната површинска температура на IK Пегаз В се проценува на околу 35,500 ± 1,500 K,[9] што ја прави силен извор на ултравиолетово зрачење.[6][nb 6] Во нормални услови ова бело џуџе би продолжило да се лади повеќе од милијарда години, додека нејзиниот полупречник би останал суштински непроменет.[39]

Иден развој

уреди

Во еден труд од 1993 година, Дејвид Вонакот, Бери Џ. Келет и Дејвид Џ. Стикланд го идентификувале овој систем како кандидат да се развие во супернова од типот Ia или катаклизмична променлива.[11] На растојание од 150 светлосни години, ова го прави најблискиот познат кандидат за предок на супернова до Земјата. Меѓутоа, во времето што ќе биде потребно за системот да се развие до состојба во која би можела да се појави супернова, тој ќе се оддалечил на значително растојание од Земјата, но сепак може да претставува закана.

Во одреден момент во иднината, IK Пегаз A ќе го троши водородното гориво во своето јадро и ќе почне да се развива далеку од главната низа за да формира црвен џин. Обвивката на црвениот џин може да порасне до значителни димензии, проширувајќи се до сто пати од претходниот полупречник (или поголем). Штом IK Пегаз A ќе се прошири до точка каде што нејзината надворешна обвивка го прелева Рошевата шуплина на неговиот придружник, околу белото џуџе ќе се формира гасовит насобирачки диск. Овој гас, составен првенствено од водород и хелиум, потоа ќе се натрупа на површината на придружникот. Овој пренос на маса меѓу ѕвездите исто така ќе предизвика нивната меѓусебна орбита да се намали.[40]

На површината на белото џуџе, насобраниот гас ќе стане компримиран и загреан. Во одреден момент, акумулираниот гас може да ги достигне условите неопходни за да се случи соединување на водород, предизвикувајќи реакција која ќе исфрли дел од гасот од површината. Ова би резултирало со (повторувачка) нова експлозија - катаклизмична променлива ѕвезда - и сјајноста на белото џуџе брзо би се зголемила за неколку величини во период од неколку дена или месеци.[41] Пример за таков ѕвезден систем е RS Змијоносец, двоен систем кој се состои од црвен џин и бело џуџе придружник. RS Змијоносец се разгоре во (повторувачка) нова во најмалку шест наврати, секој пат кога ја зголемува критичната маса на водород потребна за да се произведе неизбежна експлозија.[42][43]

Можно е и IK Пегаз В да следи сличен модел.[42] Меѓутоа, за да се акумулира маса, може да се исфрли само дел од насобраниот гас, така што со секој циклус белото џуџе постојано ќе се зголемува во масата. Така, дури и доколку се однесува како повторлива нова, IK Пегаз В може да продолжи да акумулира сè поголем плик.[44]

Алтернативен модел кој му дозволува на белото џуџе постојано да акумулира маса без да еруптира како нова се нарекува близок-двоен рендгенски извор (CBSS). Во ова сценарио, брзината на пренос на масата до блиското бинарно бело џуџе е таква што може да се одржи стабилно изгореници од соединување на површината додека пристигнувачкиот водород се троши во термојадрено соединување за да се произведе хелиум. Оваа категорија на супермеки извори се состои од бели џуџиња со висока маса со многу високи температури на површината (0.5 × 106 до 1 × 106 K).[45]

Доколку масата на белото џуџе се приближи до Чандрасекаровата границаод 1,4 M☉ повеќе нема да биде поддржана од притисокот на дегенерација на електрони и ќе претрпи колапс. За јадрото првенствено составено од кислород, неон и магнезиум, белото џуџе што се распаѓа најверојатно ќе формира неутронска ѕвезда. Во овој случај, единствено дел од масата на ѕвездата ќе биде исфрлена како резултат..[46] Доколку јадрото наместо тоа е направено од јаглерод-кислород, сепак, зголемувањето на притисокот и температурата ќе започне соединување на јаглерод во средината пред да се достигне Чандрасекаровата граница. Драматичниот резултат е неизбежна реакција на јадрено соединување која троши значителен дел од ѕвездата за кратко време. Ова ќе биде доволно за да се одврзе ѕвездата при катаклизмична експлозија на супернова од типот Ia.[47][48]).[45]

Ваков настан на супернова може да претставува одредена закана за животот на Земјата. Се смета дека белото џуџе, IK Пегаз В, најверојатно нема да детонира како супернова 1,9 милијарди години. Како што било прикажано претходно, вселенската брзина на оваа ѕвезда во однос на Сонцето е 20.4 км/сек. Ова е еквивалентно на движење на растојание од една светлосна година на секои 14.700 години. После 5 милиони години, на пример, оваа ѕвезда ќе биде одвоена од Сонцето за повеќе од 500 светлосни години. А тип Ia супернова во рамките на илјада парсеци (3.300 светлосни години) се смета дека може да влијае на Земјата,[49] но мора да биде поблиску од околу 10 парсеци (околу триесет светлосни години) за да предизвика голема штета на копнената биосфера.

По експлозијата на супернова, остатокот од ѕвездата донатор (IK Пегаз А) ќе продолжи со конечната брзина што ја поседувала кога била член на двојниот систем кој орбитира блиску.[50] Добиената релативна брзина може да биде висока од 100-200 километри во секунда, што би ја сместило меѓу членовите со голема брзина на галаксијата. Придружникот, исто така, ќе изгуби одредена маса за време на експлозијата, а нејзиното присуство може да создаде празнина во распространетите остатоци.[51][52] Од тој момент наваму таа ќе се развие во една бела џуџеста ѕвезда. Експлозијата на супернова ќе создаде остаток од материјал што се шири што на крајот ќе се спои со околниот меѓуѕвезден медиум.[50][53]

Белешки

уреди
  1. ↑ Based upon:
     
    where L is luminosity, R is radius and Teff is the effective temperature. See:
    Krimm, Hans (August 19, 1997). „Luminosity, Radius and Temperature“. Hampden-Sydney College. Архивирано од изворникот на May 8, 2003. Посетено на 2007-05-16.
  2. ↑ The net proper motion is given by:
      mas/y.
    where   and   are the components of proper motion in the RA and Dec., respectively. The resulting transverse velocity is:
    Vt = μ • 4.74 d (pc) = 16.9 km.
    where d(pc) is the distance in parsecs. See:
    Majewski, Steven R. (2006). „Stellar Motions“. University of Virginia. Архивирано од изворникот на 2012-01-25. Посетено на 2007-05-14.
  3. ↑ The white-dwarf population is narrowly distributed around the mean mass of 0.58 M☉, and only 2%. See:
    Holberg, J. B.; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F. C.; Cruise, A. M.; и др. (1998). „Sirius B: A New, More Accurate View“. The Astrophysical Journal. 497 (2): 935–942. Bibcode:1998ApJ...497..935H. doi:10.1086/305489. of all white dwarfs have at least one solar mass.
  4. ↑ R* = 0.006 • (6.96 × 108) ≈ 4,200 km.
  5. ↑ The surface gravity of the Earth is 9.780 m/s2, or 978.0 cm/s2 in cgs units. Thus:
     
    The log of the gravitational force ratios is 8.95 - 2.99 = 5.96. So:
     
  6. ↑ From Wien's displacement law, the peak emission of a black body at this temperature would be at a wavelength of:
      nm
    which lies in the far ultraviolet part of the electromagnetic spectrum.

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), „XHIP: An extended hipparcos compilation“, Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Kurtz, D. W. (1978), „Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars“, Astrophysical Journal, 221: 869–880, Bibcode:1978ApJ...221..869K, doi:10.1086/156090, hdl:2152/34842
  4. ↑ Skiff, B. A. (October 2014), „Catalogue of Stellar Spectral Classifications“, Lowell Observatory, VizieR On-line Data Catalog: B/mk, Bibcode:2014yCat....1.2023S.
  5. ↑ „HD 12139“. SIMBAD. Центар за астрономски податоци во Стразбур. (англиски) — Note: some results were queried via the "Display all measurements" function on the web page.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 Barstow, M. A.; Holberg, J. B.; Koester, D. (1994), „Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 270 (3): 516, Bibcode:1994MNRAS.270..516B, doi:10.1093/mnras/270.3.516
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 7,6 Wonnacott, D.; Kellett, B. J.; Smalley, B.; Lloyd, C. (1994), „Pulsational Activity on Ik-Pegasi“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 267 (4): 1045–1052, Bibcode:1994MNRAS.267.1045W, doi:10.1093/mnras/267.4.1045
  8. ↑ 8,0 8,1 Smalley, B.; и др. (1996), „The chemical composition of IK Pegasi“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 278 (3): 688–696, Bibcode:1996MNRAS.278..688S, doi:10.1093/mnras/278.3.688
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. (1999), „The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638“, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 105 (690): 841–847, Bibcode:1993PASP..105..841L, doi:10.1086/133242
  10. ↑ Mazzali, P. A.; Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). „A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae“. Science (PDF). 315 (5813): 825–828. arXiv:astro-ph/0702351v1. Bibcode:2007Sci...315..825M. doi:10.1126/science.1136259. PMID 17289993.
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 Wonnacott, D.; Kellett, B. J.; Stickland, D. J. (1993), „IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 262 (2): 277–284, Bibcode:1993MNRAS.262..277W, doi:10.1093/mnras/262.2.277
  12. ↑ Pickering, Edward Charles (1908), „Revised Harvard photometry: a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4-инч (100 mм) meridian photometers“, Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College, 50: 182, Bibcode:1908AnHar..50....1P
  13. ↑ Rabinowitz, Harold; Vogel, Suzanne (2009), The manual of scientific style: a guide for authors, editors, and researchers, Academic Press, стр. 364, ISBN 978-0-12-373980-3
  14. ↑ Staff, Spectroscopic Binaries, University of Tennessee, Посетено на 2007-06-09
  15. ↑ Harper, W. E. (1928), „The orbits of A Persei and HR 8210“, Publications of the Dominion Astrophysical Observatory, 4: 161–169, Bibcode:1928PDAO....4..171H
  16. ↑ Perryman, M. A. C.; и др. (1997), „The Hipparcos Catalogue“, Astronomy & Astrophysics, 323: L49–L52, Bibcode:1997A&A...323L..49P
  17. ↑ Wilson, Ralph Elmer (1953), „General catalogue of stellar radial velocities“, Carnegie Institute Washington D.C. Publication, Carnegie Institution of Washington, Bibcode:1953GCRV..C......0W
  18. ↑ Burleigh, M. R.; и др. (July 28 – August 1, 1975), „Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope“, Во Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S. (уред.), Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs, 226, San Francisco: Astronomy Society of the Pacific, стр. 222, arXiv:astro-ph/0010181, Bibcode:2001ASPC..226..222B, ISBN 1-58381-058-7
  19. ↑ Vennes, S.; Christian, D. J.; Thorstensen, J. R. (1998), „Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions“, The Astrophysical Journal, 502 (2): 763–787, Bibcode:1998ApJ...502..763V, doi:10.1086/305926
  20. ↑ „MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes“. Space Telescope Science Institute. Посетено на 30 November 2022.
  21. ↑ 21,0 21,1 Gautschy, A.; Saio, H. (1995), „Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1“, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 33 (1): 75–114, Bibcode:1995ARA&A..33...75G, doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451
  22. ↑ For an explanation of the star colors, see: „The Colour of Stars“. Australia Telescope Outreach and Education. December 21, 2004. Архивирано од изворникот на March 18, 2012. Посетено на 2007-09-26.
  23. ↑ Templeton, Matthew (2004), Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables, AAVSO, Посетено на 2021-05-06
  24. ↑ Saha, Swapan K. (2007), Diffraction-limited imaging with large and moderate telescopes, World Scientific, стр. 440, Bibcode:2007dlil.book.....S, ISBN 978-981-270-777-2
  25. ↑ Mayer, J. G.; Hakkila, J. (1994), „Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors“, Bulletin of the American Astronomical Society, 26: 868, Bibcode:1994AAS...184.0607M
  26. ↑ Anonymous (2005), Stellar Lifetimes, Georgia State University, Посетено на 2007-02-26
  27. ↑ Staff (August 29, 2006), White Dwarfs & Planetary Nebulas, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Посетено на 2007-06-09
  28. ↑ Heger, A.; и др. (2003), „§3, How Massive Single Stars End Their Life“, Astrophysical Journal, 591 (1): 288–300, arXiv:astro-ph/0212469, Bibcode:2003ApJ...591..288H, doi:10.1086/375341, S2CID 59065632
  29. ↑ Seligman, Courtney (2007), The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars, Посетено на 2007-05-14
  30. ↑ Staff (August 29, 2006), Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Посетено на 2006-08-10
  31. ↑ Richmond, Michael (October 5, 2006), Late stages of evolution for low-mass stars, Rochester Institute of Technology, Посетено на 2007-06-07
  32. ↑ Darling, David, Carbon burning, The Internet Encyclopedia of Science, Посетено на 2007-08-15
  33. ↑ Savage, D.; Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. (August 6, 1997), Hubble Separates Stars in the Mira Binary System, HubbleSite News Center, Посетено на 2007-03-01
  34. ↑ Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H. (2000), „Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe“, 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, Icko Jr. (1991), „Single and binary star evolution“, Astrophysical Journal Supplement Series, 76: 55–114, Bibcode:1991ApJS...76...55I, doi:10.1086/191565
  36. ↑ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. (2001), „On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems“, 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, S. E.; Heger, A. (2002), „The Evolution and Explosion of Massive Stars“ (PDF), Reviews of Modern Physics, 74 (4): 1015–1071, Bibcode:2002RvMP...74.1015W, doi:10.1103/RevModPhys.74.1015, Посетено на 2021-05-06
  38. ↑ Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition, ScienceBits, Посетено на 2007-05-15
  39. ↑ Imamura, James N. (February 24, 1995), Cooling of White Dwarfs, University of Oregon, Архивирано од изворникот на May 2, 2007, Посетено на 2007-05-19
  40. ↑ Postnov, K. A.; Yungelson, L. R. (2006), „The Evolution of Compact Binary Star Systems“, Living Reviews in Relativity, 9 (1): 6, arXiv:astro-ph/0701059, Bibcode:2006LRR.....9....6P, doi:10.12942/lrr-2006-6, PMC 5253975, PMID 28163653
  41. ↑ Malatesta, K.; Davis, K. (May 2001), Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae (PDF), AAVSO, Посетено на 2021-05-06
  42. ↑ 42,0 42,1 Malatesta, Kerri (May 2000), Variable Star Of The Month—May, 2000: RS Ophiuchi, AAVSO, Посетено на 2021-05-06
  43. ↑ Hendrix, Susan (July 20, 2007), Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova, NASA, Посетено на 2007-05-25
  44. ↑ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. (2000), „The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae“, Astronomy and Astrophysics, 362: 1046–1064, arXiv:astro-ph/0008444, Bibcode:2000A&A...362.1046L
  45. ↑ 45,0 45,1 Di Stefano, Rosanne (February 28 – March 1, 1996), „Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae“, Во J. Greiner (уред.), Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources, Garching, Germany: Springer-Verlag, arXiv:astro-ph/9701199, Bibcode:1997astro.ph..1199D
  46. ↑ Fryer, C. L.; New, K. C. B. (January 24, 2006), „2.1 Collapse scenario“, Gravitational Waves from Gravitational Collapse, Max-Planck-Gesellschaft, Архивирано од изворникот на March 27, 2011, Посетено на 2007-06-07
  47. ↑ Staff (August 29, 2006), Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Посетено на 2006-08-10
  48. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002), „On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf“, Во Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K. (уред.), The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings, 261, San Francisco, California: Astronomical Society of the Pacific, стр. 252, Bibcode:2002ASPC..261..252L
  49. ↑ Richmond, Michael (April 8, 2005), Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth?, Архивирано од изворникот (TXT) на March 6, 2007, Посетено на 2006-03-30—see section 4.
  50. ↑ 50,0 50,1 Beech, Martin (2011), „The past, present and future supernova threat to Earth's biosphere“, Astrophysics and Space Science, Springer, 336 (2): 287–302, Bibcode:2011Ap&SS.336..287B, doi:10.1007/s10509-011-0873-9, S2CID 119803426
  51. ↑ Hansen, Brad M. S. (2003), „Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs“, The Astrophysical Journal, 582 (2): 915–918, arXiv:astro-ph/0206152, Bibcode:2003ApJ...582..915H, doi:10.1086/344782, S2CID 16653531
  52. ↑ Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. (2000), „Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences“, The Astrophysical Journal Supplement Series, 128 (2): 615–650, arXiv:astro-ph/9908116, Bibcode:2000ApJS..128..615M, doi:10.1086/313392, S2CID 17251956
  53. ↑ Staff (September 7, 2006), Introduction to Supernova Remnants, NASA/Goddard, Посетено на 2007-05-20

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=IK_Пегаз&oldid=5278040“