✖


Jump to content

я пегас

я пегас

Расположение ИК Пегаси.
Данные наблюдений
Эпоха J2000 Равноденствие J2000
Созвездие Пегас
Прямое восхождение 21 час 26 м 26.66066 с [1]
Склонение +19° 22′ 32.3169″ [1]
Apparent magnitude  (V) 6.08 [2]
Характеристики
А
Спектральный тип А8м: [3] или ка6хА9мФ0 [4]
U-B Индекс цвета 0.03 [5]
B-V Индекс цвета 0.235 ± 0.009 [2]
Тип переменной Дельта Шилдс [3]
Б
Спектральный тип И [6]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v ) −9.7 ± 0.2 [2] км/с
Собственное движение (μ) ДАТА: +80.964 [1]  мас / ​
декабрь: +16.205 [1]  мас / ​
Параллакс (р) 21,1287 ± 0,1410 но [1]
Расстояние 154 ± 1 св. лет
(47,3 ± 0,3 шт .)
Абсолютная величина ( МВ ) 2.75 [2]
Подробности
А
Масса 1.65 [7]  M ☉
Радиус 1.47 +0.07
−0.09 [1]  R ☉
Яркость 6.568 ± 0.051 [1]  L ☉
Поверхностная гравитация (log g ) 4.25 [7]  cgs
Температура 7,624 +237
−181 [1]  К
Металличность 117 [7] [8]
Скорость вращения ( v sin i ) < 32,5 [8] км/с
Возраст 50–600 [7]  Мир
Б
Масса 1.15 [9]  M ☉
Радиус 0.006 [6]  R ☉
Яркость 0.12 [номер 1]  L ☉
Поверхностная гравитация (log g ) 8.95 [6]  cgs
Температура 35,500 [9]  К
Другие обозначения
AB : IK Peg , BD +18° 4794 , HD 204188, HIP 105860, HR 8210, SAO 107138. [5]
Б : WD 2124+191, EUVE J2126+193. [10] [11]
Ссылки на базы данных
СИМБАД данные

IK Pegasi (или HR 8210 ) — двойная звездная система в созвездии Пегаса . Она достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом, на расстоянии около 154 световых лет от Солнечной системы .

Главная звезда (IK Pegasi A) — звезда главной последовательности А-типа которой демонстрирует незначительные пульсации , светимость . Она классифицируется как переменная звезда Дельта Щита и имеет периодический цикл изменения светимости, который повторяется примерно 22,9 раза в день. [7] Ее компаньон (IK Pegasi B) — массивный белый карлик — звезда, которая эволюционировала за пределы главной последовательности и больше не генерирует энергию посредством ядерного синтеза . Они вращаются вокруг друг друга каждые 21,7 дня со средним расстоянием между ними 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 первичная звезда начнет превращаться в красного гиганта , ожидается, что она вырастет до радиуса, при котором белый карлик сможет аккрецировать материю из расширенной газовой оболочки. Когда белый карлик приближается к пределу Чандрасекара в 1,4 солнечных массы ( M ☉ ), [12] она может взорваться как сверхновая типа Ia . [13]

Наблюдение

[ редактировать ]

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

Изучение спектрографических особенностей этой звезды показало характерный сдвиг линии поглощения двойной звездной системы. Этот сдвиг создается, когда их орбита перемещает звезды-члены к наблюдателю, а затем от него, вызывая доплеровский сдвиг длины волны линейных элементов. Измерение этого смещения позволяет астрономам определить относительную орбитальную скорость по крайней мере одной из звезд, даже если они не могут различить 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 в 0,027. (Более поздние оценки показали, что эксцентриситет практически равен нулю, что соответствует значению для круговой орбиты.) [13] Амплитуда скорости была измерена как 41,5 км/с, что является максимальной скоростью главного компонента на луче зрения на Солнечную систему. [17]

Расстояние до системы IK Пегаса можно измерить непосредственно, наблюдая крошечные сдвиги параллакса этой системы (на более отдаленном звездном фоне), когда Земля вращается вокруг Солнца. Это смещение было измерено с высокой точностью космическим кораблем Hipparcos , что дало оценку расстояния в 150 световых лет (с точностью ±5 световых лет). [18] Этот же космический корабль измерил и собственное движение этой системы. Это небольшое угловое движение ИК Пегаса по небу из-за его движения в пространстве.

Сочетание расстояния и собственного движения этой системы можно использовать для расчета поперечной скорости IK Pegasi как 16,9 км/с. [номер 2] Третий компонент, гелиоцентрическая лучевая скорость , может быть измерен по среднему красному (или синему смещению) звездного спектра. В Общем каталоге лучевых скоростей звезд указана лучевая скорость этой системы -11,4 км/с. [19] Комбинация этих двух движений дает космическую скорость относительно Солнца 20,4 км/с. [2]

Была предпринята попытка сфотографировать отдельные компоненты этой двойной системы с помощью космического телескопа Хаббл , но звезды оказались слишком близко для разрешения. [20] Недавние измерения с помощью Extreme Ultraviolet Explorer космического телескопа дали более точный орбитальный период — 21,72168 ± 0,00009 дней . [10] плоскости Считается, что наклон этой системы орбиты почти с ребра (90°), если смотреть с Земли. Если это так, возможно, удастся наблюдать затмение . [9]

ИК Пегаси А

[ редактировать ]
IK Кривая блеска Pegasi, построенная по TESS. данным [21]

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела (диаграмма HR) представляет собой график зависимости светимости от показателя цвета для набора звезд. IK Пегас А в настоящее время является звездой главной последовательности — термин, который используется для описания почти линейной группы звезд, синтезирующих водород, в зависимости от их положения на диаграмме HR. Однако IK Pegasi A лежит в узкой, почти вертикальной полосе диаграммы HR, известной как полоса нестабильности . Звезды в этом диапазоне колеблются когерентным образом, что приводит к периодическим пульсациям светимости звезды. [22]

Пульсации возникают в результате процесса, называемого κ-механизмом . звезды Часть внешней атмосферы становится оптически плотной из-за частичной ионизации некоторых элементов. Когда эти атомы теряют электрон , вероятность того, что они поглотят энергию, возрастает. Это приводит к повышению температуры, что приводит к расширению атмосферы. Надутая атмосфера становится менее ионизированной и теряет энергию, в результате чего она охлаждается и снова сжимается. Результатом этого цикла является периодическая пульсация атмосферы и соответствующее изменение светимости. [22]

Относительные размеры ИК Пегаса A (слева), B (внизу в центре) и Солнца (справа). [23]

Звезды в той части полосы нестабильности, которая пересекает главную последовательность, называются переменными Дельта Щита . Они названы в честь прототипа звезды таких переменных: Дельта Щита . Переменные Дельта Щита обычно находятся в диапазоне от спектрального класса A2 до F8 и класса звездной светимости от III ( гиганты ) до V ( звезды главной последовательности ). Это короткопериодные переменные с регулярной частотой пульсации от 0,025 до 0,25 дня. Звезды Дельта Щита имеют обилие элементов, подобных солнечным (см. Звезды населения I ), и их масса составляет от 1,5 до 2,5 M ☉ . [24] Частота пульсации ИК Пегаси А измерена на уровне 22,9 циклов в день, или один раз каждые 0,044 дня. [7]

Астрономы определяют металличность звезды как обилие химических элементов с более высоким атомным номером , чем у гелия. Это измеряется с помощью спектроскопического анализа атмосферы с последующим сравнением с результатами, ожидаемыми от рассчитанных звездных моделей. В случае ИК Пегас А оценочное содержание металлов составляет [M/H] = +0,07 ± 0,20. Это обозначение дает логарифм отношения металлических элементов (M) к водороду (H) минус логарифм соотношения металлов на Солнце. (Таким образом, если звезда соответствует содержанию металлов на Солнце, это значение будет равно нулю.) Логарифмическое значение 0,07 эквивалентно фактическому коэффициенту металличности 1,17, поэтому звезда примерно на 17% богаче металлическими элементами, чем Солнце. [7] Однако погрешность этого результата относительно велика.

В спектре звезд A-класса, таких как IK Pegasi A, видны сильные бальмеровские линии водорода наряду с линиями поглощения ионизированных металлов, включая K-линию ионизированного кальция (Ca II) на длине волны 393,3 нм . [25] Спектр IK Pegasi A классифицируется как маргинальный Am (или «Am:»), что означает, что он отображает характеристики спектрального класса A, но имеет краевую металлическую линию. То есть атмосфера этой звезды имеет немного (но аномально) более высокую, чем обычно, интенсивность линий поглощения металлических изотопов. [3] Звезды спектрального класса Am часто являются членами тесных двойных систем со спутником примерно такой же массы, как в случае IK Пегаса. [26]

Звезды спектрального класса А горячее и массивнее Солнца. Но, как следствие, продолжительность их жизни на главной последовательности соответственно короче. Для звезды с массой, близкой к IK Pegasi A (1,65 M ☉ ), ожидаемое время жизни на главной последовательности составляет 2–3 × 10 9 лет , что составляет примерно половину нынешнего возраста Солнца. [27]

По массе относительно молодой Альтаир — ближайшая к Солнцу звезда, являющаяся звездным аналогом компонента А — его масса оценивается в 1,7 M ☉ . Двойная система в целом имеет некоторое сходство с соседней системой Сириуса , у которой есть главная звезда класса А и белый карлик-компаньон. Однако Сириус А более массивен, чем IK Пегас А, а орбита его компаньона намного больше, с большой полуосью 20 а.е.

ИК Пегаси Б

[ редактировать ]

Звезда-компаньон — плотный белый карлик . Эта категория звездных объектов достигла конца своей эволюционной жизни и больше не производит энергию посредством ядерного синтеза . Вместо этого при нормальных обстоятельствах белый карлик будет постепенно излучать свою избыточную энергию, в основном накопленное тепло, становясь все холоднее и тусклее в течение многих миллиардов лет. [28]

Эволюция

[ редактировать ]

Почти все звезды малых и средних масс (менее 8~9 M ☉ ) превратятся в белых карликов, как только исчерпают запас термоядерного топлива. [29] Такие звезды проводят большую часть своей энергопроизводящей жизни в качестве звезды главной последовательности . Время, которое звезда проводит на главной последовательности, зависит в первую очередь от ее массы, причем с увеличением массы продолжительность жизни уменьшается. [30] Таким образом, чтобы IK Pegasi B стал белым карликом раньше компонента A, он должен был когда-то быть более массивным, чем компонент A. Фактически, считается, что прародитель IK Pegasi B имел массу от 5 до 8 M ☉ . [13]

Когда водородное топливо в ядре прародителя IK Pegasi B было израсходовано, он превратился в красного гиганта . Внутреннее ядро ​​сжималось до тех пор, 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 термоядерный синтез, эта звезда сжалась и стала так называемой звездой горизонтальной ветви . То есть она принадлежала к группе звезд, которые располагаются на примерно горизонтальной линии на диаграмме HR. В результате синтеза гелия образовалось инертное ядро ​​из углерода и кислорода. Когда в ядре закончился гелий, в дополнение к горящему водороду образовалась оболочка, горящая гелием, и звезда переместилась в то, что астрономы называют асимптотической ветвью гигантов , или AGB. (Это дорожка, ведущая в правый верхний угол диаграммы HR.) Если бы звезда имела достаточную массу, со временем синтез углерода , в результате чего образовались бы в ядре мог бы начаться кислород , неон и магний . [31] [32] [33]

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 Миры . [34] Это значительно превышает нынешнее среднее расстояние между двумя звездами в IK Пегаса, поэтому в этот период времени две звезды имели общую оболочку. В результате внешняя атмосфера IK Pegasi A могла получить изотопное усиление. [9]

Туманность Улитка создается звездой, превращающейся в белого карлика. НАСА и ЕКА . Изображение

Через некоторое время после образования инертного кислородно-углеродного (или кислородно-магний-неонового) ядра термоядерный синтез стал происходить по двум оболочкам, концентрическим области ядра; Водород сгорал вдоль внешней оболочки, а синтез гелия происходил вокруг инертного ядра. Однако эта фаза двойной оболочки нестабильна, поэтому она производит тепловые импульсы, которые вызывают крупномасштабные выбросы массы из внешней оболочки звезды. [35] Этот выброшенный материал сформировал огромное облако материала, называемое планетарной туманностью . Вся водородная оболочка, за исключением небольшой части, была удалена от звезды, оставив после себя остаток белого карлика, состоящий в основном из инертного ядра. [36]

Состав и структура

[ редактировать ]

Внутренняя часть IK Pegasi B может полностью состоять из углерода и кислорода; альтернативно, если его прародитель подвергся сжиганию углерода , он может иметь ядро ​​из кислорода и неона, окруженное мантией, обогащенной углеродом и кислородом. [37] [38] В любом случае внешняя часть IK Pegasi B покрыта атмосферой, состоящей почти из чистого водорода, что дает этой звезде звездный класс DA. Из-за более высокой атомной массы весь гелий в оболочке опустится под слой водорода. [6] Вся масса звезды поддерживается давлением электронного вырождения — квантово-механическим эффектом, ограничивающим количество материи, которое можно втиснуть в заданный объем.

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

IK Pegasi B с примерной массой 1,15 M ☉ считается белым карликом с большой массой. [номер 3] Хотя его радиус не наблюдался напрямую, его можно оценить на основе известных теоретических соотношений между массой и радиусом белых карликов. [39] что дает значение около 0,60% радиуса Солнца . [6] (Другой источник дает значение 0,72%, поэтому в этом результате остается некоторая неопределенность.) [7] Таким образом, эта звезда упаковывает массу, большую, чем у Солнца, в объем, примерно равный размеру Земли, что указывает на чрезвычайную плотность этого объекта . [номер 4]

Массивная и компактная природа белого карлика создает сильную поверхностную гравитацию . Астрономы обозначают эту величину десятичным логарифмом гравитационной силы в единицах СГС , или log g . Для IK Pegasi B log g равен 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 силу гравитации на Земле. [номер 5]

Эффективная температура поверхности IK Pegasi B оценивается примерно в 35 500 ± 1 500 К. [9] что делает его сильным источником ультрафиолетового излучения. [6] [номер 6] В нормальных условиях этот белый карлик продолжал бы охлаждаться более миллиарда лет, при этом его радиус практически не изменился бы. [40]

Будущая эволюция

[ редактировать ]

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 катастрофическую переменную . [13] На расстоянии 150 световых лет это делает ее ближайшим к Земле известным кандидатом в прародительницу сверхновой . Однако за время, необходимое системе для развития до состояния, в котором может возникнуть сверхновая, она переместится на значительное расстояние от Земли, но все еще может представлять угрозу.

В какой-то момент в будущем IK Pegasi A поглотит водородное топливо в своем ядре и начнет эволюционировать от главной последовательности, образуя красного гиганта. Оболочка красного гиганта может вырасти до значительных размеров, расширяясь до ста раз по сравнению с предыдущим радиусом (или больше). Как только IK Pegasi A расширится до такой степени, что его внешняя оболочка выйдет за пределы полости Роша его компаньона, газовый аккреционный диск вокруг белого карлика сформируется . Этот газ, состоящий в основном из водорода и гелия, затем будет аккрецироваться на поверхности компаньона. Этот массоперенос между звездами также приведет к сокращению их взаимной орбиты. [41]

На поверхности белого карлика аккрецированный газ сжимается и нагревается. В какой-то момент накопленный газ может достичь условий, необходимых для термоядерного синтеза водорода, вызывая неконтролируемую реакцию, которая вытеснит часть газа с поверхности. Это привело бы к (повторяющемуся) взрыву новой звезды — катастрофической переменной звезды — и светимость белого карлика быстро увеличилась бы на несколько звездных величин в течение нескольких дней или месяцев. [42] Примером такой звездной системы является RS Змееносца , двойная система, состоящая из красного гиганта и белого карлика. RS Змееносца вспыхивал в (повторяющуюся) новую по крайней мере шесть раз, каждый раз накапливая критическую массу водорода, необходимую для возникновения безудержного взрыва. [43] [44]

Не исключено, что IK Pegasi B будет следовать аналогичной схеме. [43] Однако для накопления массы можно выбросить только часть аккрецированного газа, так что с каждым циклом масса белого карлика будет неуклонно увеличиваться. Таким образом, даже если она будет вести себя как повторяющаяся новая, IK Pegasus B может продолжать накапливать растущую оболочку. [45]

Альтернативная модель, которая позволяет белому карлику постепенно накапливать массу, не превращаясь в новую, называется близким двойным источником сверхмягкого рентгеновского излучения (CBSS). В этом сценарии скорость массопереноса к тесной двойной системе белых карликов такова, что на поверхности может поддерживаться устойчивое термоядерное горение, поскольку поступающий водород расходуется при термоядерном синтезе для производства гелия. К этой категории сверхмягких источников относятся массивные белые карлики с очень высокими температурами поверхности ( 0,5 × 10 6 до 1 × 10 6 К [46] ). [47]

Если масса белого карлика приблизится к пределу Чандрасекара в 1,4 M ☉, он больше не будет поддерживаться давлением электронного вырождения и подвергнется коллапсу. Поскольку ядро ​​состоит в основном из кислорода, неона и магния, коллапсирующий белый карлик, скорее всего, образует нейтронную звезду . В этом случае в результате будет выброшена лишь часть массы звезды. [48] Однако если ядро ​​состоит из углеродно-кислородной смеси, повышение давления и температуры приведет к плавлению углерода в центре до достижения предела Чандрасекара. Драматическим результатом является неконтролируемая реакция ядерного синтеза, которая за короткое время поглощает значительную часть звезды. Этого будет достаточно, чтобы развязать звезду в результате катастрофического взрыва сверхновой типа Ia. [49]

Такое событие сверхновой может представлять некоторую угрозу для жизни на Земле. Считается, что белый карлик IK Pegasi B вряд ли взорвется как сверхновая в течение 1,9 миллиардов лет. [50] Как было показано ранее, космическая скорость этой звезды относительно Солнца составляет 20,4 км/с (12,7 миль/с). Это эквивалентно перемещению на расстояние в один световой год каждые 14 700 лет. Через 5 миллионов лет, например, эту звезду от Солнца будет отделять более 500 световых лет. Считается, что сверхновая типа Ia в радиусе тысячи парсеков (3300 световых лет) способна повлиять на Землю. [51] но оно должно быть ближе, чем примерно 10 парсеков (около тридцати световых лет), чтобы нанести серьезный вред земной биосфере. [50]

После взрыва сверхновой остаток звезды-донора (IK Пегас А) продолжит двигаться с той конечной скоростью, которой он обладал, когда был членом близко вращающейся двойной системы. Результирующая относительная скорость может достигать 100–200 км/с (62–124 миль/с), что ставит его в число членов галактики высокоскоростных . Компаньон также потеряет некоторую массу во время взрыва, и его присутствие может создать разрыв в расширяющихся обломках. С этого момента она превратится в одну звезду-белого карлика. [52] [53] Взрыв сверхновой создаст остатки расширяющегося материала, который в конечном итоге сольется с окружающей межзвездной средой . [54]

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ На основе:
    где L — светимость, R — радиус, а T eff — эффективная температура. Видеть:
    Кримм, Ганс (19 августа 1997 г.). «Светимость, радиус и температура» . Хэмпден-Сиднейский колледж. Архивировано из оригинала 8 мая 2003 года . Проверено 16 мая 2007 г.
  2. ^ Чистое собственное движение определяется формулой:
    еще/и.
    где и – компоненты собственного движения по RA и Dec соответственно. Результирующая поперечная скорость составит:
    V t = μ • 4,74 d (пк) = 16,9 км.
    где d (pc) — расстояние в парсеках. Видеть:
    Маевски, Стивен Р. (2006). «Звездные движения» . Университет Вирджинии. Архивировано из оригинала 25 января 2012 г. Проверено 14 мая 2007 г.
  3. ^ Популяция белых карликов узко распределена вокруг средней массы 0,58 M ☉ и составляет всего 2%. Видеть:
    Хольберг, Дж.Б.; Барстоу, Массачусетс; Брювайлер, ФК; Круз, AM; и др. (1998). «Сириус Б: новый, более точный взгляд» . Астрофизический журнал . 497 (2): 935–942. Бибкод : 1998ApJ...497..935H . дои : 10.1086/305489 . всех белых карликов имеют хотя бы одну солнечную массу.
  4. ^ R * = 0,006•(6,96×10 8 ) ≈ 4200 км.
  5. ^ Поверхностная гравитация Земли составляет 9,780 м / с. 2 , или 978,0 см/с 2 в единицах СГС. Таким образом:
    Логарифм отношений гравитационных сил составляет 8,95 – 2,99 = 5,96. Так:
  6. ^ Согласно закону смещения Вина , пиковое излучение черного тела при этой температуре будет иметь длину волны :
    нм
    который находится в дальней ультрафиолетовой части электромагнитного спектра .

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). « Выпуск данных Gaia 2: Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  2. ^ Перейти обратно: а б с д и Андерсон, Э.; Фрэнсис, Ч. (2012), «XHIP: расширенный сборник гиппарков», Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode : 2012AstL...38..331A , doi : 10.1134/S1063773712050015 , S2CID   1192576 44 .
  3. ^ Перейти обратно: а б с Курц, Д.В. (1978), «Металлизм и пульсация - звезды краевой металлической линии», Astrophysical Journal , 221 : 869–880, Бибкод : 1978ApJ...221..869K , doi : 10.1086/156090 , hdl : 2152/34842
  4. ^ Скиф, бакалавр искусств (октябрь 2014 г.), «Каталог звездных спектральных классификаций», Обсерватория Лоуэлла , онлайн-каталог данных VizieR: B/mk, Bibcode : 2014yCat....1.2023S .
  5. ^ Перейти обратно: а б «HD 12139» . СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 13 ноября 2019 г. — Примечание: некоторые результаты были запрошены с помощью функции «Показать все измерения» на веб-странице.
  6. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Барстоу, Массачусетс; Хольберг, Дж.Б.; Кестер, Д. (1994), «Экстремальная ультрафиолетовая спектрофотометрия HD16538 и HR:8210 Ik-Pegasi», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 270 (3): 516, Бибкод : 1994MNRAS.270..516B , doi : 10.1093 /mnras/270.3.516
  7. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Воннакотт, Д.; Келлетт, Би Джей; Смолли, Б.; Ллойд, К. (1994), «Пульсационная активность на Ик-Пегасе», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 267 (4): 1045–1052, Бибкод : 1994MNRAS.267.1045W , doi : 10.1093/mnras/267.4.1045
  8. ^ Перейти обратно: а б Смолли, Б.; и др. (1996), «Химический состав IK Пегаса», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 278 (3): 688–696, Бибкод : 1996MNRAS.278..688S , doi : 10.1093/mnras/278.3.688
  9. ^ Перейти обратно: а б с д и Ландсман, В.; Саймон, Т.; Бержерон, П. (1999), «Горячие белые карлики-компаньоны HR 1608, HR 8210 и HD 15638», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 105 (690): 841–847, Бибкод : 1993PASP.. 105..841Л , дои : 10.1086/133242
  10. ^ Перейти обратно: а б Венн, С.; Кристиан, диджей; Торстенсен, младший (1998), «Горячие белые карлики в исследовательском обзоре крайнего ультрафиолета. IV. Д.А. Белые карлики с яркими спутниками» , The Astrophysical Journal , 502 (2): 763–787, Bibcode : 1998ApJ...502. .763V , doi : 10.1086/305926 , получено 5 января 2010 г.
  11. ^ Валлерга, Джон (1998), «Звездное поле крайнего ультрафиолетового излучения», Astrophysical Journal , 497 (2): 77–115, Бибкод : 1998ApJ...497..921V , doi : 10.1086/305496
  12. ^ Маццали, Пенсильвания; Рёпке, ФК; Бенетти, С.; Хиллебрандт, В. (2007). «Общий механизм взрыва сверхновых типа Ia». Наука (PDF) . 315 (5813): 825–828. arXiv : astro-ph/0702351v1 . Бибкод : 2007Sci...315..825M . дои : 10.1126/science.1136259 . ПМИД   17289993 . S2CID   16408991 .
  13. ^ Перейти обратно: а б с д Воннакотт, Д.; Келлетт, Би Джей; Стикленд, ди-джей (1993), «IK Peg - Близкая короткопериодическая система, подобная Сириусу», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 262 (2): 277–284, Бибкод : 1993MNRAS.262..277W , дои : 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, Бибкод : 1908AnHar..50....1P
  15. ^ Рабиновиц, Гарольд; Фогель, Сюзанна (2009), Руководство по научному стилю: руководство для авторов, редакторов и исследователей , Academic Press, стр. 364, ISBN  978-0-12-373980-3
  16. ^ Сотрудники отдела спектроскопических бинарных файлов Университета Теннесси , данные получены 9 июня 2007 г.
  17. ^ Харпер, WE (1928), «Орбиты Персея и HR 8210», Публикации Астрофизической обсерватории Доминиона , 4 : 161–169, Бибкод : 1928PDAO....4..171H
  18. ^ Перриман, MAC; и др. (1997), «Каталог Hipparcos», Астрономия и астрофизика , 323 : L49–L52, Бибкод : 1997A&A...323L..49P
  19. ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953), «Общий каталог лучевых скоростей звезд», Публикация Института Карнеги в Вашингтоне, округ Колумбия , Институт Карнеги в Вашингтоне, Бибкод : 1953GCRV..C......0W
  20. ^ Берли, MR; и др. (28 июля - 1 августа 1975 г.), «Разрешение двойных звезд типа Сириуса с помощью космического телескопа Хаббл», в Провансале, JL; Шипман, Х.Л.; Макдональд, Дж.; Гудчайлд, С. (ред.), Материалы 12-го Европейского семинара по белым карликам , том. 226, Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество, с. 222, arXiv : astro-ph/0010181 , Bibcode : 2001ASPC..226..222B , ISBN  1-58381-058-7
  21. ^ «MAST: Архив космических телескопов Барбары А. Микульски» . Научный институт космического телескопа . Проверено 30 ноября 2022 г.
  22. ^ Перейти обратно: а б Гаутши, А.; Сайо, Х. (1995), «Звездные пульсации на диаграмме HR: Часть 1», Ежегодный обзор астрономии и астрофизики , 33 (1): 75–114, Бибкод : 1995ARA&A..33...75G , doi : 10.1146 /annurev.aa.33.090195.000451
  23. ^ Объяснение цветов звезд см.: «Цвет звезд» . Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа. 21 декабря 2004. Архивировано из оригинала 18 марта 2012 года . Проверено 26 сентября 2007 г.
  24. ^ Темплтон, Мэтью (2004), Переменная звезда сезона: Delta Scuti и переменные Delta Scuti , AAVSO , получено 6 мая 2021 г.
  25. ^ Саха, Свапан К. (2007), Получение изображений с ограниченной дифракцией с помощью больших и средних телескопов , World Scientific, стр. 440, Бибкод : 2007dlil.book.....S , ISBN  978-981-270-777-2
  26. ^ Майер, Дж.Г.; Хаккила, Дж. (1994), «Фотометрические эффекты двойственности на широкополосные цвета AM-звезд», Бюллетень Американского астрономического общества , 26 : 868, Bibcode : 1994AAS...184.0607M
  27. ^ Анонимно (2005), Stellar Lifetimes , Университет штата Джорджия , получено 26 февраля 2007 г.
  28. ^ Сотрудники (29 августа 2006 г.), «Белые карлики и планетарные туманности» , Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики , получено 9 июня 2007 г.
  29. ^ Хегер, А.; и др. (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
  30. ^ Селигман, Кортни (2007), Диаграмма массы-светимости и время жизни звезд главной последовательности , получено 14 мая 2007 г.
  31. ^ Сотрудники (29 августа 2006 г.), Звездная эволюция - циклы формирования и разрушения , Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики , получено 10 августа 2006 г.
  32. ^ Ричмонд, Майкл (5 октября 2006 г.), Поздние стадии эволюции звезд малой массы , Рочестерский технологический институт , получено 7 июня 2007 г.
  33. ^ Дарлинг, Дэвид, Сжигание углерода , Интернет-энциклопедия науки , получено 15 августа 2007 г.
  34. ^ Сэвидж, Д.; Джонс, Т.; Виллард, Рэй; Вацке, М. (6 августа 1997 г.), Хаббл разделяет звезды в двойной системе Мира , Центр новостей HubbleSite , получено 1 марта 2007 г.
  35. ^ Оберхаммер, Х.; Чото, А.; Шлаттль, Х. (2000), «Звездные темпы производства углерода и его распространенность 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
  36. ^ Ибен, Ико младший (1991), «Эволюция одиночных и двойных звезд», Серия дополнений к Astrophysical Journal , 76 : 55–114, Бибкод : 1991ApJS...76...55I , doi : 10.1086/191565
  37. ^ Гил-Понс, П.; Гарсия-Берро, Э. (2001), «Об образовании кислородно-неоновых белых карликов в тесных двойных системах», Astronomy and Astrophysicals , 375 (1): 87–99, arXiv : astro-ph/0106224 , Bibcode : 2001A&A ...375...87G , doi : 10.1051/0004-6361:20010828 , S2CID   11890376
  38. ^ Вусли, ЮВ; Хегер, А. (2002), «Эволюция и взрыв массивных звезд» (PDF) , Обзоры современной физики , 74 (4): 1015–1071, Бибкод : 2002RvMP...74.1015W , doi : 10.1103/RevModPhys. 74.1015 , получено 6 мая 2021 г.
  39. ^ Оценка звездных параметров по энергетическому равнораспределению , ScienceBits , получено 15 мая 2007 г.
  40. ^ Имамура, Джеймс Н. (24 февраля 1995 г.), Охлаждение белых карликов , Университет Орегона, заархивировано из оригинала 2 мая 2007 г. , получено 19 мая 2007 г.
  41. ^ Постнов К.А.; Юнгельсон, Л.Р. (2006), «Эволюция компактных двойных звездных систем», 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
  42. ^ Малатеста, К.; Дэвис, К. (май 2001 г.), Переменная звезда месяца: исторический взгляд на новые звезды (PDF) , AAVSO , получено 6 мая 2021 г.
  43. ^ Перейти обратно: а б Малатеста, Керри (май 2000 г.), Переменная звезда месяца - май 2000 г.: RS Ophiuchi , AAVSO , получено 6 мая 2021 г.
  44. ^ Хендрикс, Сьюзен (20 июля 2007 г.), Ученые видят бурю перед бурей в будущей сверхновой , НАСА , получено 25 мая 2007 г.
  45. ^ Лангер, Н.; Дойчманн, А.; Веллштейн, С.; Хёфлих, П. (2000), «Эволюция двойных систем звезда + белый карлик главной последовательности к сверхновым типа Ia», Astronomy and Astrophysicals , 362 : 1046–1064, arXiv : astro-ph/0008444 , Bibcode : 2000A&A... 362.1046л
  46. ^ Лангер, Н.; Юн, Южная Каролина; Веллштейн, С.; Шайтауэр, С. (2002), «Об эволюции взаимодействующих двойных систем, содержащих белый карлик», в Gänsicke, BT; Бойерманн, К.; Рейн, К. (ред.), Физика катаклизмических переменных и связанных с ними объектов, Материалы конференции ASP , том. 261, Сан-Франциско, Калифорния: Тихоокеанское астрономическое общество, с. 252, Бибкод : 2002ASPC..261..252L
  47. ^ Ди Стефано, Розанна (28 февраля – 1 марта 1996 г.), «Светящиеся источники сверхмягкого рентгеновского излучения как прародители сверхновых типа Ia», в Дж. Грейнере (ред.), Труды международного семинара по источникам сверхмягкого рентгеновского излучения , Гархинг, Германия: Springer-Verlag, arXiv : astro-ph/9701199 , Bibcode : 1997astro.ph..1199D
  48. ^ Фрайер, CL; Новое, KCB (24 января 2006 г.), «Сценарий коллапса 2.1» , Гравитационные волны от гравитационного коллапса , Max-Planck-Gesellschaft, заархивировано из оригинала 27 марта 2011 г. , получено 7 июня 2007 г.
  49. ^ Сотрудники (29 августа 2006 г.), Звездная эволюция - циклы формирования и разрушения , Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики , получено 10 августа 2006 г.
  50. ^ Перейти обратно: а б Бич, Мартин (2011), «Прошлая, настоящая и будущая угроза сверхновых для биосферы Земли», Astroфизика и космическая наука , 336 (2), Springer: 287–302, Бибкод : 2011Ap&SS.336..287B , doi : 10.1007/ s10509-011-0873-9 , S2CID   119803426
  51. ^ Ричмонд, Майкл (8 апреля 2005 г.), Будет ли близлежащая сверхновая угрожать жизни на Земле? , заархивировано из оригинала (TXT) 6 марта 2007 г. , получено 30 марта 2006 г. — см. раздел 4.
  52. ^ 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
  53. ^ Мариетта, Э.; Берроуз, А.; Фрикселл, Б. (2000), «Взрывы сверхновых типа Ia в двойных системах: воздействие на вторичную звезду и его последствия», Серия приложений к астрофизическому журналу , 128 (2): 615–650, arXiv : astro-ph/9908116 , Bibcode : 2000ApJS..128..615M , doi : 10.1086/313392 , S2CID   17251956
  54. ^ Сотрудники (7 сентября 2006 г.), «Введение в остатки сверхновых» , НАСА / Годдард , получено 20 мая 2007 г.
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы по теме IK Pegasi .

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=IK_Pegasi&oldid=1230352311"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 8ba9824e1e12a3719844549bf438f35e__1719028860
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/8b/5e/8ba9824e1e12a3719844549bf438f35e.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
IK Pegasi - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)