IK Пегаса

IK Пегаса
Двойная звезда
Местоположение в созвездии
Местоположение в созвездии
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Спектрально-двойная звезда
Прямое восхождение 21ч 26м 26,70с
Склонение +19° 22′ 32,00″
Расстояние 150 ± 5,2 св. года (46,04 ± 1,60 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V) Vmax = +6,07m, Vmin = +6,10m, P = 0,044 д[2]
Созвездие Пегас
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −11,4[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 80,23[3] mas в год
 • склонение 17,28[3] mas в год
Параллакс (π) 21,72 ± 0,78[3] mas
Абсолютная звёздная величина (V) Vmax = +2,75m, Vmin = +2,78m, P = 0,044 д[nb 1]
Спектральные характеристики
Спектральный класс kA6hA9mF0+DA[9]
Показатель цвета
 • B−V +0,672[3]
 • U−B +1,417[3]
Переменность δ Sct
Физические характеристики
Возраст 50–600 млн [4] лет
Температура 33 290 К[10]
Вращение 40 км/с[11]
Коды в каталогах

IK Пегаса
BD +18°4794, HD 204188, HIC 105860, HIP 105860, HR 8210, PPM 140137, 1RXS J212626.8+192224, SAO 107138, 2MASS J21262666+1922323, AG +19 2186, 2EUVE J2126+19.3, GC 30023, GCRV 13485, GSC 01671-00710, N30 4732, RX J2126.4+1922, SBC7 857, SBC9 1307, SKY# 40866, TD1 28097, TYC 1671-710-1, uvby98 100204188 V, YZ 19 8745

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

IK Пега́са (IK Pegasi, сокр. IK Peg, или HR 8210) — двойная звезда в созвездии Пегас. Находится на расстоянии около 150 световых лет от Солнечной системы и её светимости достаточно, чтобы быть видимой невооружённым глазом.

Главный компонент (IK Пегаса A) — звезда главной последовательности, спектрального класса A, которая классифицируется как переменная звезда типа Дельты Щита и показывает незначительные пульсации яркости с частотой изменения блеска примерно 22,9 раза в день[4]. Его спутник (IK Пегаса B) является массивным белым карликом — звездой, которая сошла с главной последовательности и уже не производит энергию путём термоядерного синтеза. Они вращаются друг вокруг друга с периодом 21,7 дня на среднем расстоянии около 31 млн км, или 0,21 астрономической единицы (а. е.) друг от друга, что меньше, чем радиус орбиты Меркурия.

IK Пегаса B — ближайший известный кандидат в будущие сверхновые. Как только главная звезда системы начнёт превращаться в красный гигант, она вырастет до радиуса, где белый карлик может увеличивать массу, аккрецируя вещество с расширенной газовой оболочки. Когда белый карлик достигнет предела Чандрасекара в 1,44 солнечных масс, он может взорваться как сверхновая типа Ia[12].

История наблюдений

[править | править код]

Впервые эта звезда была каталогизирована в 1862 году, попав в Боннское обозрение под номером BD +18°4794B. Позднее, в 1908 году она появились в Гарвардский пересмотренном каталоге как HR 8210[13]. Обозначение IK Пегаса было присвоено, после того как была открыта её переменность, в соответствии с номенклатурой обозначения переменных звёзд, предложенной Фридрихом Аргеландером.

Изучение спектральных особенностей этой звезды показали характерное смещение линий поглощения в двойной системе. Это смещение возникает, когда звезда движется по своей орбите, сначала по направлению к наблюдателю, а затем от наблюдателя, создавая периодический доплеровский сдвиг спектральных линий. Измерения этого смещения позволяют астрономам определить относительную скорость орбитального движения по крайней мере одной из звёзд, даже если они не в состоянии разрешить отдельные компоненты[14].

В 1927 году канадский астроном Уильям Харпер (William E. Harper[англ.]) использовал этот метод для определения периода обращения спектрально-двойной IK Пегаса и обнаружил, что он равен 21,724 дня. Кроме того, он первоначально предполагал, что эксцентриситет орбиты равен 0,027. (Более поздние оценки показывают, что эксцентриситет фактически равен нулю, что является показателем круговой орбиты)[12]. Максимальная скорость основного компонента вдоль луча зрения с Земли составляет 41,5 км/с[15].

Расстояние до системы IK Пегаса может быть измерено непосредственно по наблюдениям параллакса звезды, поскольку она достаточно близка. Это периодическое смещение было измерено с высокой точностью астрометрическим спутником «Hipparcos», что позволило оценить расстояние до звезды в 150 ± 5 световых лет[16]. «Hipparcos» измерил также собственное движение этой системы (небольшое угловое смещение IK Пегаса на небе из-за его движения в пространстве)

Известные расстояние и собственное движение системы позволяют оценить поперечную скорость IK Пегаса, которая оказалась равной 16,9 км/с[nb 3]. Третий компонент движения, лучевую скорость, можно рассчитать по среднему сдвигу в красную или синюю сторону звёздного спектра. Общий каталог звёздных лучевых скоростей (Catalogue of Stellar Radial Velocities) указывает, что радиальная скорость для этой системы −11,4 км/с[17]. Сочетание радиального и поперечного движений даёт пространственную скорость 20,4 км/с по отношению к Солнцу[nb 4].

В 2000 году была сделана попытка сфотографировать отдельные компоненты этой двойной системы с помощью космического телескопа «Хаббл», но звёзды оказались слишком близки для того, чтобы их можно было разрешить по отдельности[18]. Последние измерения орбитальной ультрафиолетовой обсерваторией EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) дали более точную оценку орбитального периода в 21,72168(9) дней[19]. Предполагается, что наклон плоскости орбиты системы к лучу зрения близок к 90°, то есть с Земли её видно почти с ребра. В этом случае возможно наблюдать периодические затмения основного компонента белым карликом[8].

IK Пегаса A

[править | править код]
Относительные размеры IK Peg A (слева), B (внизу) и Солнца (справа).[20]

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела показывает зависимость между светимостью и показателем цвета для множества звёзд. IK Peg A в настоящее время находится на главной последовательности, то есть принадлежит к той группе звёзд, в которой энерговыделение обеспечивается термоядерным горением водорода. Вместе с тем IK Peg A лежит в узкой, почти вертикальной полосе на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, которая известна как полоса нестабильности. Яркости звёзд в этой полосе колеблются в результате периодических пульсаций поверхности звезды[21].

Пульсации происходят в результате процесса, называемого каппа-механизм. Часть внешней атмосферы звезды становится оптически непрозрачной из-за частичной ионизации отдельных элементов. Когда эти атомы теряют электрон, вероятность того, что они будут поглощать энергию, возрастает. Это приводит к увеличению температуры, что приводит к расширению атмосферы. Расширенная атмосфера становится менее ионизированной и теряет энергию, в результате чего она остывает и уменьшается в размерах. В результате работы этого цикла появляются периодические пульсации атмосферы и соответствующие изменения яркости[21].

Звезды в области полосы нестабильности, которая пересекает главную последовательность, называются переменными типа Дельты Щита (δ Sct). Подобные переменные, прототипом для которых стала Дельта Щита, обычно являются звёздами спектрального класса от А2 до F8 и класса светимости от III (субгигантов) до V (звёзды главной последовательности). Эти звёзды — короткопериодические переменные с регулярными пульсациями между 0,025 и 0,25 суток. Звёзды типа δ Sct имеют обилие тяжёлых элементов, подобное солнечному (см. Металличность), и массу от 1,5 до 2,5 M⊙[22]. Частота пульсаций IK Пегаса A была оценена в 22,9 цикла в день, или один раз в 63 мин[4].

Астрономы определяют металличность звезды, как наличие в её атмосфере химических элементов, которые имеют более высокий порядковый номер, чем гелий (все они называются в астрофизике металлами). Эта величина измеряется с помощью спектрального анализа атмосферы, а затем оценивается по сравнению с результатами предвычисленных звёздных моделей. В случае IK Пегаса A металличность [M/H] равна 0,07±0,20. Такая запись даёт логарифм отношения содержания металлов (M) к водороду (H), минус логарифм металличности Солнца. (Таким образом, если звезда имеет ту же металличность, что и Солнце, то значение логарифма будет равно нулю). В пределах погрешности металличность IK Пегаса A совпадает с солнечной.

Спектр таких звёзд, как IK Peg A, показывает сильные бальмеровские линии водорода вместе с линиями поглощения ионизированных металлов, в том числе линии K ионизованного кальция (Ca II) на длине волны 393,3 нм[23]. Спектр IK Peg A классифицируется как маргинальный Am (или "Am: "); это означает, что в спектре этой звезды видны несколько усиленные, по сравнению с типичной звездой класса А, линии поглощения металлов[5]. Звезды спектрального класса Am часто являются членами тесных двойных систем с компаньоном примерно такой же массы, что и наблюдается в случае IK Пегаса[24].

Звёзды спектрального класса A горяче́е и массивнее, чем Солнце, но, как следствие, время жизни звезды на главной последовательности соответственно меньше. Для звезды с массой, аналогичной IK Peg A (1,65 солнечных), расчётный срок жизни на главной последовательности составляет 2-3 млрд лет, что составляет примерно половину текущего возраста Солнца[25].

В отношении массы, ближайшей к нам звездой-аналогом того же спектрального класса и типа переменности является относительно молодой Альтаир, чья масса равна 1,7 M⊙. В целом же двойная система имеет некоторое сходство с Сириусом, который состоит из главной звезды спектрального класса A и спутника — белого карлика. Тем не менее, Сириус A является более массивной звездой, чем IK Пегаса A, а орбита его спутника гораздо больше, с большой полуосью в 20 а. е.

IK Пегаса B

[править | править код]

Звезда-компаньон IK Пегаса B является плотным белым карликом. Звёзды этого класса достигли конца своей жизни и больше не производят энергию путём ядерного синтеза. Вместо этого, при нормальных обстоятельствах белый карлик будет постоянно излучать избыток энергии, становясь всё более холодным и тусклым, на протяжении многих миллиардов лет[26].

Предварительная эволюция

[править | править код]

Почти все звёзды малой и средней массы (меньше примерно 9 солнечных масс) в конце концов, исчерпав свои запасы водорода, становятся белыми карликами[27]. Такие звёзды проводят большую часть своей «активной» жизни, находясь на главной последовательности. Количество времени, которое они проводит на главной последовательности, зависит прежде всего от их массы: время жизни уменьшается с ростом массы[28]. Таким образом, IK Peg B, прежде чем стать белым карликом, должна была быть более массивной, чем компонент А. Звезда-родоначальник IK Peg B, как полагают, имела массу от 5 до 8 солнечных[12].

Планетарная туманность Улитка появилась в результате эволюции красного гиганта в белый карлик. NASA&ESA

После того как водородное топливо в ядре родоначальника IK Peg B было исчерпано, он превратился в красный гигант. Внутреннее ядро сжалось до состояния, когда началось горение водорода в оболочке, окружавшей гелиевое ядро. Чтобы скомпенсировать повышение температуры, внешняя оболочка расширилась во много раз по сравнению с радиусом, которым звезда обладала, находясь на главной последовательности. Когда в ядре были достигнуты температура и плотность, при которой могло бы начаться горение гелия, гигант перешёл на горизонтальную ветвь диаграммы Герцшпрунга — Расселла. Слияние гелия образует инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода. Когда гелий в ядре был исчерпан, вокруг него появилась горящая гелиевая оболочка в дополнение к горящей водородной оболочке, и звезда перешла на так называемую асимптотическую ветвь гигантов, или АВГ. (Это ветвь, идущая к верхнему правому углу диаграммы Герцшпрунга — Расселла). Если звезда была достаточной массы, то затем может начаться горение углерода в ядре и производство в результате этого горения кислорода, неона и магния[29][30][31].

Изображение пульсирующей АВГ-звезды Мира Кита NASA image.

Внешняя оболочка красного гиганта или АВГ-звезды может расшириться до нескольких сотен радиусов Солнца, до 0,5 млрд км (3 а. е.), как в случае пульсирующей АВГ-звезды Миры[32]. Это расстояние выходит далеко за рамки текущего среднего расстояния между двумя звёздами в системе IK Пегаса, поэтому в этот период времени две звезды разделяли общую оболочку. В результате атмосфера IK Пегаса A, возможно, была обогащена изотопами различных элементов[8].

Некоторое время спустя сформировалось инертное кислород-углеродное (или кислородно-магниево-неоновое) ядро, и термоядерный синтез стал происходить в двух концентрических оболочках, окружающих ядро; водород начал гореть во внешней оболочке, а гелий — вокруг инертного ядра. Однако эта фаза горения в двойной оболочке неустойчива, что привело к тепловым импульсам, ставшим причиной широкомасштабных выбросов массы из внешней оболочки звезды[33]. Из этого выброшенного материала образовалось огромное облако, называемое планетарной туманностью. Вся водородная оболочка была исторгнута из звезды, кроме небольшой части, окружающей остаток — белый карлик, который состоит в основном из инертного ядра[34].

Свойства и структура

[править | править код]

IK Пегаса B может целиком состоять из углерода и кислорода, но может также, если в его звезде-предшественнике началось горение углерода, иметь кислородно-неоновое ядро, окружённое оболочкой, обогащённой углеродом и кислородом[35][36]. В любом случае, снаружи IK Peg B покрыта атмосферой из почти чистого водорода, что позволяет отнести этот белый карлик к спектральному классу DA. Так как гелий имеет бо́льшую атомную массу, в оболочке звезды он будет «тонуть» в водородном слое[7]. Полная масса звезды ограничивается давлением электронного вырожденного газа — квантово-механического эффекта, который ограничивает количество вещества, которое может быть «втиснуто» в заданный объём.

График показывает теоретическую зависимость радиуса белого карлика от его массы. Зелёная кривая для релятивистской модели электронного газа.

Оценивая массу IK Пегаса B в 1,15 массы Солнца, астрономы считают его весьма массивным белым карликом[nb 5]. Хотя его радиус не наблюдается непосредственно, он может быть оценён из известных теоретических отношений между массой и радиусом белого карлика[37], что даёт значение около 0,6 % от радиуса Солнца[7] (другой источник даёт величину 0,72 %, так что в этом результате остаётся некоторая неопределённость)[4]. Таким образом, эта звезда с массой более солнечной заключена в объёме меньше земного, что указывает на чрезвычайно большую плотность этого объекта[nb 6].

Массивный и в то же время компактный белый карлик обеспечивает мощнейшую силу тяжести на поверхности звезды. Астрономы обозначили эту величину через десятичный логарифм гравитационной силы в единицах СГС, или lg g. Для IK Пегаса B lg g равен 8,95[7]. Для сравнения, lg g на Земле равен 2,99. Таким образом, сила тяжести на поверхности IK Пегаса B превосходит более чем в 900 000 раз силу тяжести на Земле[nb 7].

Эффективная температура поверхности IK Pegasi B оценивается в 35 500 ± 1500 K[8], что делает его мощным источником ультрафиолетового излучения[7][nb 8]. В отсутствие спутника, - соседней звезды в звёздной системе, этот белый карлик постепенно (в течение миллиардов лет) остывал бы, а его радиус оставался бы практически неизменным[38].

Будущая эволюция двойной системы

[править | править код]

В 1993 году Дэвид Уонакотт (David Wonnacott), Барри Келлетт (Barry J. Kellett) и Дэвид Стикленд (David J. Stickland) выдвинули предположение, что система IK Пегаса может со временем превратиться в сверхновую типа Ia или стать катаклизмической переменной[12]. Находясь на расстоянии 150 световых лет, она является ближайшим к Земле кандидатом в сверхновые. Однако понадобится время, чтобы система развилась до состояния, когда может произойти взрыв сверхновой. За это время она отойдёт на значительное расстояние от Земли.

Аккреция вещества на белый карлик

Наступит время, когда IK Пегаса A сойдёт с главной последовательности и начнёт превращаться в красного гиганта. Оболочка красной звезды может вырасти до значительных размеров, в 100 раз больше нынешнего радиуса. Когда внешняя оболочка IK Peg A достигнет полости Роша его компаньона, вокруг белого карлика начнёт формироваться газообразный аккреционный диск. Этот газ, состоящий в основном из водорода и гелия, будет скапливаться на поверхности спутника. Массообмен между звёздами приведёт также к их взаимному сближению[39].

Газ, скопившийся на поверхности белого карлика, начнёт сжиматься и нагреваться. В какой-то момент в накопленном газе могут сложиться условия, необходимые для термоядерного горения водорода, и начавшиеся мощнейшие термоядерные взрывы будут сметать часть газа с поверхности белого карлика. Это приведёт к периодическим катастрофическим изменениям светимости системы IK Пегаса: она быстро увеличится на несколько порядков в течение нескольких дней или месяцев[40]. Примером такой звезды является система RS Змееносца — двойная звезда, состоящая из красного гиганта и белого карлика-спутника. RS Змееносца является повторной новой, испытавшей по крайней мере шесть вспышек, происходивших каждый раз, когда путём аккреции достигалась критическая масса водорода, необходимая для производства колоссального взрыва[41][42].

Вполне возможно, что IK Пегаса будет развиваться по аналогичной схеме[41]. Однако даже в таких мощнейших термоядерных взрывах участвует только часть аккрецированного газа: другая часть либо выбрасывается в космос, либо остаётся на поверхности белого карлика. Таким образом, при каждом цикле белый карлик может неуклонно прирастать в массе и продолжать накапливать вокруг себя оболочку из водорода[43].

Альтернативная модель, которая позволяет белому карлику неуклонно накапливать массу без извержения, называется источник сверхмягкого рентгеновского излучения тесных двойных (close-binary super soft X-ray source CBSS[англ.]). В этом сценарии скорость массопереноса на белый карлик в тесной двойной системе такова, что прибывающий водород постепенно сгорает в термоядерном синтезе, превращаясь в гелий. Эта категория источников супермягкого рентгеновского излучения состоят из белых карликов больших масс с очень высокой температурой поверхности (0,5—1 млн K[44])[45].

Анимация эволюции двойной звезды IK Пегаса

Если во время массопереноса путём аккреции масса белого карлика достигнет предела Чандрасекара в 1,44 M⊙, давление вырожденного электронного газа больше не будет поддерживать белый карлик, и он сколлапсирует. Если ядро в основном состоит из кислорода, неона и магния, то сколлапсировавший белый карлик способен образовывать нейтронную звезду. В этом случае только часть массы звезды будет выброшена в результате взрыва[46]. Если же ядро будет углеродно-кислородным, то повышение давления и температуры начнёт горение углерода в центре звезды ещё до достижения предела Чандрасекара. Драматическим результатом этого будет запуск термоядерной реакции синтеза, в которую в течение короткого времени вступит значительная часть вещества звезды. Этого будет достаточно, чтобы звезда в катастрофическом взрыве стала сверхновой типа Ia[47].

Такой взрыв сверхновой может нести угрозу для жизни на Земле. Считается, что основной компонент звезды, IK Peg A, вряд ли превратится в красный гигант в ближайшем будущем. Как уже было показано ранее, пространственная скорость звезды по отношению к Солнцу равна 20,4 км/с. Это эквивалентно перемещению на расстояние в один световой год каждые 14 700 лет. Например, через 5 млн лет звезда удалится от Солнца более чем на 500 световых лет. Сверхновые типа Ia за пределами тысячи парсек (3300 световых лет), как полагают, не могут повлиять на жизнь на Земле.[48].

После взрыва сверхновой белый карлик может полностью разрушиться или потерять только часть массы, а в расширяющейся оболочке начнётся радиоактивный распад никеля в кобальт и далее в железо, который даст энергию для свечения оболочки. Двойная система в результате взрыва, скорее всего, распадётся. Начиная с этого момента, IK Пегаса B, если выживет, будет эволюционировать как одиночный белый карлик. Относительная пространственная скорость выброшенного из системы остатка звезды-донора IK Пегаса A может достичь величины 100—200 км/с, что поставит его в ряд самых быстродвижущихся звёзд галактики. Дальнейшая эволюция IK Peg A будет почти такая же, как у компаньона: пройдя стадию красного гиганта, он сбросит внешнюю оболочку и станет быстродвижущимся белым карликом[49][50]. Взрыв сверхновой также создаст расширяющуюся газопылевую оболочку, которая, в конечном счёте, сольётся с окружающей межзвёздной средой[51].

Примечания

[править | править код]

Комментарии

  1. ↑ Абсолютная звёздная величина Mv = V + 5 (lg π + 1) = 2,762, где V — видимая звёздная величина и π — параллакс. См.: Tayler, Roger John. The Stars: Their Structure and Evolution. — Cambridge University Press, 1994. — С. 16. — ISBN 0521458854. (англ.)
  2. ↑ 1 2 Вычисляется из (L/L☉) = (R/R☉)2(Teff/T☉)4, где L — светимость, R — радиус и Teff — эффективная температура звезды, индекс ☉ относится к соответствующим параметрам Солнца. См.: Krimm, Hans Luminosity, Radius and Temperature (англ.). Hampden-Sydney College (19 августа 1997). Архивировано из оригинала 8 мая 2003 года.
  3. ↑ Полное собственное движение дается как:
     тысячных угловой секунды/год, где и — компоненты собственного движения по прямому восхождению и склонению, соответственно. В результате поперечная скорость:
     км,
    где d — расстояние в парсеках. См.: Majewski, Steven R. Stellar Motions (англ.). University of Virginia (2006). Архивировано из оригинала 25 января 2012 года.
  4. ↑ Из теоремы Пифагора, полная скорость будет:
     км/с,
    где Vr и Vt — радиальная и поперечная скорость, соответственно.
  5. ↑ Массы белых карликов концентрируются вокруг среднего значения массы в 0,58 массы Солнца, и только 2 % всех белых карликов имеют массу, равную массе Солнца или превышающую её. См.:
    Holberg, J. B.; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F. C.; Cruise, A. M.; Penny, A. J. Sirius B: A New, More Accurate View (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1998. — Vol. 497, no. 2. — P. 935—942. — doi:10.1086/305489. (англ.)
  6. ↑ R* = 0,006 R☉ = 0,006·7⋅108 м = 4200 км.
  7. ↑ Сила тяжести на поверхности Земли 9,780 м/с2, или 978,0 см/с2 в единицах СГС. Отсюда:
    Логарифм соотношения сил тяжести 8,95 − 2,99 = 5,96. Отсюда отношение сил тяжести равно 105,96 ≈ 912 000.
  8. ↑ Из закона смещения Вина, энергия излучения абсолютно чёрного тела максимальна при данной температуре на длине волны λb = (2,898⋅106 нм·К)/(35 500 К) ≈ 82 нм, которая лежит в дальней ультрафиолетовой части электромагнитного спектра.

Источники

  1. ↑ Object and Aliases (англ.). NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations. Архивировано из оригинала 30 июня 2012 года.
  2. ↑ IK Pegasi (англ.). Alcyone.de. Архивировано 30 июня 2012 года.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 SIMBAD Query Result: HD 204188 -- Spectroscopic binary (англ.). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано 30 июня 2012 года. — Прим.: некоторые параметры были получены по нажатию кнопки "Display all measurements".
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd. Pulsational Activity on Ik-Pegasi (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1994. — Vol. 267, no. 4. — P. 1045—1052. Архивировано 20 ноября 2017 года. (англ.)
  5. ↑ 1 2 Kurtz, D. W. Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1978. — Vol. 221. — P. 869—880. — doi:10.1086/156090. Архивировано 3 ноября 2017 года. (англ.)
  6. ↑ 1 2 3 B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen. The chemical composition of IK Pegasi (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1996. — Vol. 278, no. 3. — P. 688—696. Архивировано 14 ноября 2017 года. (англ.)
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 Barstow, M. A.; Holberg, J. B.; Koester, D. Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1994. — Vol. 270, no. 3. — P. 516. Архивировано 20 ноября 2017 года. (англ.)
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific : journal. — 1999. — Vol. 105, no. 690. — P. 841—847. — doi:10.1086/133242. Архивировано 26 февраля 2008 года. (англ.)
  9. ↑ Skiff B. A. General Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Version 2013-Jul) — 2014. — Т. 1. — С. 2023.
  10. ↑ Barstow M. A., Barstow J. K., Casewell S. L., Holberg J. B., Hubeny I. Evidence for an external origin of heavy elements in hot DA white dwarfs (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2014. — Vol. 440, Iss. 2. — P. 1607–1625. — 19 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STU216 — arXiv:1402.2164
  11. ↑ Royer F., Grenier S., Baylac, M. -O., Gómez A. E., Zorec J. Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i (англ.) // Astronomy and Astrophysics / 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, B. J.; Stickland, D. J. IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1993. — Vol. 262, no. 2. — P. 277—284. Архивировано 7 января 2016 года. (англ.)
  13. ↑ Pickering, Edward Charles. Revised Harvard photometry : a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4 inch meridian photometers (англ.) // Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College : journal. — 1908. — Vol. 50. — P. 182. Архивировано 31 августа 2019 года. (англ.)
  14. ↑ Staff. Spectroscopic Binaries (англ.). University of Tennessee. Архивировано 30 июня 2012 года.
  15. ↑ Harper, W. E. The orbits of A Persei and HR 8210 // Publications of the Dominion Astrophysical Observatory. — 1927. — Т. 4. — С. 161—169. Архивировано 7 апреля 2006 года. (англ.)
  16. ↑ M. A. C. Perryman, L. Lindegren, J. Kovalevsky, E. Hoeg, U. Bastian, P. L. Bernacca, M. Crézé, F. Donati, M. Grenon, F. van Leeuwen, H. van der Marel, F. Mignard, C. A. Murray, R. S. Le Poole, H. Schrijver, C. Turon, F. Arenou, M. Froeschlé, C. S. Petersen. The HIPPARCOS Catalogue (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 1997. — Vol. 323. — P. L49—L52. (англ.)
  17. ↑ Wilson, Ralph Elmer. General catalogue of stellar radial velocities. — Carnegie Institution of Washington, 1953. Архивировано 5 октября 2018 года. (англ.)
  18. ↑ Burleigh, M. R.; Barstow, M. A.; Bond, H. E.; Holberg, J. B. (July 28–August 1, 2001). "Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope". In Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S. (ed.). Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs. San Francisco: Astronomy Society of the Pacific. p. 222. ISBN 1-58381-058-7. Архивировано из оригинала 14 ноября 2017. {{cite conference}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка) (англ.)
  19. ↑ Vennes, S.; Christian, D. J.; Thorstensen, J. R. Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1998. — Vol. 502, no. 2. — P. 763—787. — doi:10.1086/305926. (недоступная ссылка) (англ.)
  20. ↑ Объяснение именно такого цвета звёзд см. на: The Colour of Stars (англ.). Australia Telescope Outreach and Education (21 декабря 2004). Архивировано 24 августа 2011 года.
  21. ↑ 1 2 A. Gautschy, H. Saio. Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1 (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[англ.]. — Annual Reviews, 1995. — Vol. 33. — P. 75—114. — doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451. Архивировано 29 февраля 2008 года. (англ.)
  22. ↑ Templeton, Matthew Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables. AAVSO (2004). Архивировано из оригинала 28 октября 2004 года.
  23. ↑ Smith, Gene Stellar Spectra (англ.). University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences (16 апреля 1999). Архивировано 30 июня 2012 года.
  24. ↑ J. G. Mayer, J. Hakkila. Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors (англ.) // Bulletin of the American Astronomical Society[англ.] : journal. — American Astronomical Society, 1994. — Vol. 26. — P. 868. Архивировано 3 ноября 2017 года. (англ.)
  25. ↑ Anonymous. Stellar Lifetimes (англ.). Georgia State University (2005). Архивировано 30 июня 2012 года.
  26. ↑ Staff. White Dwarfs & Planetary Nebulas (англ.). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29 августа 2006). Архивировано 30 июня 2012 года.
  27. ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. §3, How Massive Single Stars End Their Life (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 591, no. 1. — P. 288—300. — doi:10.1086/375341. Архивировано 27 августа 2018 года. (англ.)
  28. ↑ Seligman, Courtney The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars (англ.) (2007). Архивировано 30 июня 2012 года.
  29. ↑ Staff. Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction (англ.). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29 августа 2006). Архивировано 30 июня 2012 года.
  30. ↑ Richmond, Michael Late stages of evolution for low-mass stars (англ.). Rochester Institute of Technology (5 октября 2006). Архивировано из оригинала 30 июня 2012 года.
  31. ↑ Darling, David Carbon burning (англ.). The Internet Encyclopedia of Sciencs. Архивировано из оригинала 30 июня 2012 года.
  32. ↑ Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. Hubble Separates Stars in the Mira Binary System (англ.). HubbleSite News Center (6 августа 1997). Архивировано 30 июня 2012 года.
  33. ↑ Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H. Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe (англ.) // Science : journal. — 2000. — Vol. 289, no. 5476. — P. 88—90. — doi:10.1126/science.289.5476.88. — PMID 10884230. Архивировано 15 сентября 2009 года. (англ.)
  34. ↑ Iben, Icko, Jr. Single and binary star evolution (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1991. — Vol. 76. — P. 55—114. — doi:10.1086/191565. Архивировано 11 октября 2007 года. (англ.)
  35. ↑ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2001. — Vol. 375. — P. 87—99. — doi:10.1051/0004-6361:20010828. Архивировано 14 ноября 2017 года. (англ.)
  36. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A. The Evolution and Explosion of Massive Stars // Reviews of Modern Physics. — 2002. — Т. 74, № 4. — С. 1015—1071. — doi:10.1103/RevModPhys.74.1015. Архивировано 29 сентября 2007 года. (англ.)
  37. ↑ Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition (англ.). ScienceBits. Архивировано 30 июня 2012 года.
  38. ↑ Imamura, James N. Cooling of White Dwarfs (англ.). University of Oregon (24 февраля 1995). Архивировано из оригинала 27 февраля 1997 года.
  39. ↑ K. A. Postnov, L. R. Yungelson. The Evolution of Compact Binary Star Systems (англ.). Living Reviews in Relativity (2006). Архивировано из оригинала 30 июня 2012 года.
  40. ↑ Malatesta, K.; Davis, K. Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae (англ.). AAVSO (May 2001). Архивировано из оригинала 6 ноября 2003 года.
  41. ↑ 1 2 Malatesta, Kerri RS Ophiuchi. VSOccessdate = (May 2000). Архивировано 30 июня 2012 года.
  42. ↑ Hendrix, Susan Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova (англ.). NASA (20 июля 2007). Архивировано 12 мая 2020 года.
  43. ↑ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2000. — Vol. 362. — P. 1046—1064. Архивировано 9 ноября 2017 года. (англ.)
  44. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). "On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf". The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings. San Francisco, California: Astronomical Society of the Pacific. p. 252. Архивировано из оригинала 3 ноября 2017. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |editors= игнорируется (|editor= предлагается) (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка) (англ.)
  45. ↑ Di Stefano, Rosanne (February 28–March 1, 1996). "Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae" (PDF). In J. Greiner (ed.). Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources. Garching, Germany: Springer-Verlag. ISBN 3-540-61390-0. Архивировано 23 октября 2007. {{cite conference}}: Проверьте значение даты: |date= (справка) Источник. Дата обращения: 12 сентября 2010. Архивировано из оригинала 23 октября 2007 года. (англ.)
  46. ↑ Fryer, C. L.; New, K. C. B. 2.1 Collapse scenario (англ.). Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft (24 января 2006). Архивировано 30 июня 2012 года.
  47. ↑ Staff. Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction (англ.). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29 августа 2006). Архивировано 30 июня 2012 года.
  48. ↑ Richmond, Michael Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? (англ.) (TXT) (8 апреля 2005). Архивировано из оригинала 30 июня 2012 года. Section 4.
  49. ↑ Hansen, Brad M. S. Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 582, no. 2. — P. 915—918. — doi:10.1086/344782. Архивировано 20 ноября 2017 года. (англ.)
  50. ↑ Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2000. — Vol. 128. — P. 615—650. — doi:10.1086/313392. Архивировано 3 марта 2008 года. (англ.)
  51. ↑ Staff. Introduction to Supernova Remnants (англ.). NASA/Goddard (7 сентября 2006). Архивировано 11 мая 2012 года.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=IK_Пегаса&oldid=140721674