IK Pegasus

IK Pegasus (IK Pegasi, lyhenne IK Peg tai HR 8210 ) on kaksoistähti Pegasuksen tähdistössä . Se sijaitsee noin 150 valovuoden etäisyydellä aurinkokunnasta ja sen kirkkaus on riittävä paljaalla silmällä näkyväksi .

Pääkomponentti ( IK Pegasus A ) on spektrityypin A pääsarjan tähti , joka on luokiteltu Delta Scuti -tyyppiseksi muuttuvaksi tähdeksi ja jonka kirkkaus pulssii hieman kirkkauden muutostaajuudella noin 22,9 kertaa päivässä [4] . Sen kumppani ( IK Pegasus B ) on massiivinen valkoinen kääpiö  , tähti, joka on poistunut pääsarjasta eikä enää tuota energiaa fuusiossa . Ne kiertävät toisiaan 21,7 päivän jaksolla keskimäärin noin 31 miljoonan km :n eli 0,21 tähtitieteellisen yksikön (AU) etäisyydellä toisistaan, mikä on pienempi kuin Merkuriuksen kiertoradan säde .

IK Pegasus B  on lähin tunnettu ehdokas tulevaisuuden supernovalle . Heti kun järjestelmän päätähti alkaa muuttua punaiseksi jättiläiseksi , se kasvaa säteelle, jossa valkoinen kääpiö voi lisätä massaa keräämällä ainetta laajennetusta kaasumaisesta verhosta. Kun valkoinen kääpiö saavuttaa Chandrasekharin rajan 1,44 auringon massaa , se voi räjähtää tyypin Ia supernovana [12] .

Havaintohistoria

Ensimmäistä kertaa tämä tähti luetteloitiin vuonna 1862 , ja se osui Bonn Review -julkaisuun numerolla BD +18°4794B. Myöhemmin, vuonna 1908, se ilmestyi Harvard Revised Catalog -luettelossa nimellä HR 8210 [13] . Nimitys IK Pegasus annettiin sen vaihtelevuuden havaitsemisen jälkeen Friedrich Argelanderin ehdottaman muuttuvien tähtien nimitysten mukaisesti .

Tämän tähden spektriominaisuuksien tutkimus osoitti binäärijärjestelmän absorptiolinjojen tyypillisen siirtymän . Tämä siirtymä tapahtuu, kun tähti liikkuu kiertoradalla, ensin kohti havainnoijaa ja sitten poispäin havainnoijasta, mikä luo jaksollisen Doppler -siirtymän spektrilinjoihin. Tämän siirtymän mittausten avulla tähtitieteilijät voivat määrittää ainakin yhden tähden suhteellisen kiertoradan nopeuden, vaikka he eivät pystyisikään erottamaan yksittäisiä komponentteja [14] .

Vuonna 1927 kanadalainen tähtitieteilijä William E. Harper käytti tätä menetelmää määrittääkseen spektroskooppisen binaarisen IK Pegasuksen kiertoradan ja havaitsi sen olevan 21,724 päivää . Lisäksi hän alun perin oletti, että kiertoradan epäkeskisyys on 0,027. (Myöhemmät arviot osoittavat, että epäkeskisyys on käytännössä nolla, mikä osoittaa ympyräradan) [12] . Pääkomponentin suurin nopeus tähtäysviivaa pitkin Maasta on 41,5 km/s [15] .

Etäisyys IK Pegasus -järjestelmään voidaan mitata suoraan tähden parallaksihavainnoista , koska se on tarpeeksi lähellä. Tämä jaksollinen siirtymä mitattiin suurella tarkkuudella astrometrisella Hipparcos -satelliitilla , joka mahdollisti etäisyyden tähteen arvioimisen 150 ± 5 valovuoteen [ 16] . Hipparcos mittasi myös tämän järjestelmän oikean liikkeen ( IK Pegasuksen pieni kulmasiirtymä taivaalla sen liikkeen vuoksi avaruudessa)

Tunnettu etäisyys ja järjestelmän oikea liike mahdollistavat IK Pegasuksen poikittaisnopeuden arvioinnin , joka osoittautui 16,9 km/s [nb 3] . Liikkeen kolmas komponentti, radiaalinen nopeus, voidaan laskea keskimääräisestä siirtymästä kohti tähtispektrin punaista tai sinistä puolta. Tähtien säteittäisten nopeuksien yleinen luettelo ( Catalog of Stellar Radial Velocities ) osoittaa, että tämän järjestelmän radiaalinen nopeus on −11,4 km/s [17] . Säteittäisten ja poikkisuuntaisten liikkeiden yhdistelmä antaa avaruusnopeudeksi 20,4 km/s suhteessa aurinkoon [nb 4] .

Vuonna 2000 tämän binäärijärjestelmän yksittäisiä osia yritettiin kuvata Hubble-avaruusteleskoopilla , mutta tähdet olivat liian lähellä erotettavaksi yksitellen [18] . Viimeaikaiset mittaukset orbitaalisen ultraviolettiobservatorion EUVE ( Extreme Ultraviolet Explorer ) avulla antoivat tarkemman arvion kiertoratajaksosta 21,72168(9) päivää [19] . Oletetaan, että järjestelmän kiertoradan tason kaltevuus näkölinjaan on lähellä 90°, eli se on nähtävissä Maasta lähes reunan päin. Tässä tapauksessa on mahdollista tarkkailla valkoisen kääpiön säännöllisiä pääkomponentin pimennyksiä [8] .

IK Pegasus A

Hertzsprung-Russell-kaavio näyttää kirkkauden ja väriindeksin välisen suhteen monille tähdille. IK Peg A on tällä hetkellä pääsekvenssissä , eli se kuuluu tähtien ryhmään, jossa energian vapautuminen saadaan aikaan vedyn lämpöydinpoltolla . IK Peg A sijaitsee kuitenkin kapealla, lähes pystysuoralla kaistalla Hertzsprung-Russell-kaaviossa, joka tunnetaan epävakauskaistana . Tällä vyöhykkeellä olevien tähtien kirkkaus vaihtelee tähden pinnan jaksoittaisten pulsaatioiden seurauksena [21] .

Pulsaatiot syntyvät kappamekanismiksi kutsutun prosessin seurauksena . Osa tähden ulkoilmakehästä tulee optisesti läpinäkymättömäksi yksittäisten elementtien osittaisen ionisoitumisen vuoksi. Kun nämä atomit menettävät elektronin , ne absorboivat todennäköisemmin energiaa. Tämä johtaa lämpötilan nousuun, mikä johtaa ilmakehän laajenemiseen. Laajentunut ilmakehä muuttuu vähemmän ionisoituneeksi ja menettää energiaa, jolloin se jäähtyy ja kutistuu. Tämän syklin seurauksena ilmakehän jaksoittaiset pulsaatiot ja vastaavat kirkkauden muutokset ilmaantuvat [21] .

Pääsekvenssin ylittävän epävakauskaistan alueella olevia tähtiä kutsutaan Delta Scuti (δ Sct) -muuttujiksi. Tällaisia ​​muuttujia, joille Delta Scutista tuli prototyyppi , ovat tavallisesti tähdet, jotka ovat spektrityyppiä A2:sta F8:aan ja valoisuusluokkaa III ( alijättiläiset ) - V (pääsarjan tähdet). Nämä tähdet ovat lyhytjaksoisia muuttujia, joiden säännöllinen sykkiminen on 0,025–0,25 päivää. δ Sct -tyypin tähdillä on runsaasti raskaita alkuaineita, jotka ovat samankaltaisia ​​kuin aurinko (katso Metalliisuus ), ja niiden massa on 1,5-2,5 M⊙ [22] . IK Pegasus A -pulsaatioiden tiheydeksi on arvioitu 22,9 sykliä päivässä tai kerran 63 minuutissa [4] .

Tähtitieteilijät määrittelevät tähden metallisuuden ilmakehässä olevien kemiallisten alkuaineiden läsnäoloksi, joiden atomiluku on suurempi kuin heliumilla (joita kaikkia kutsutaan astrofysiikassa metalleiksi). Tämä arvo mitataan käyttämällä ilmakehän spektrianalyysiä ja sitten estimoitu verrattuna esilaskettujen tähtimallien tuloksiin. IK Pegasus A :n tapauksessa metallisuus [M/H] on 0,07±0,20. Tällainen tietue antaa logaritmin metallien runsauden (M) ja vedyn (H) suhteen, josta on vähennetty Auringon metallisuuden logaritmi. (Jos tähdellä on sama metallisuus kuin Auringon, logaritmin arvo on nolla). Virheen sisällä IK Pegasus A:n metallisuus on sama kuin aurinko.

Tähtien, kuten IK Peg A :n, spektrissä näkyy vahvoja Balmer- vedyn viivoja sekä ionisoitujen metallien absorptioviivoja , mukaan lukien ionisoidun kalsiumin (Ca II) K-viivat 393,3 nm :ssä [23] . Peg A :n IK- spektri luokitellaan marginaaliseksi Am (tai "Am:"); tämä tarkoittaa, että tämän tähden spektrissä on jonkin verran parempia metallin absorptioviivoja verrattuna tyypilliseen A-luokan tähteen [5] . Spektrityypin Am tähdet ovat usein läheisten binäärijärjestelmien jäseniä, joiden kumppani on suunnilleen sama massa kuin IK Pegasuksen tapauksessa [24] .

Spektrityypin A tähdet ovat kuumempia ja massiivisempia kuin Aurinko, mutta tämän seurauksena pääsarjan tähden elinikä on vastaavasti lyhyempi. Tähdelle, jonka massa on samanlainen kuin IK Peg A (1,65 aurinkoa), pääsekvenssin arvioitu elinikä on 2-3 miljardia vuotta , mikä on noin puolet Auringon nykyisestä iästä [25] .

Massaltaan lähin meitä saman spektrityypin ja vaihtelutyypin analoginen tähti on suhteellisen nuori Altair , jonka massa on 1,7 M ⊙ . Yleisesti ottaen binäärijärjestelmällä on joitain yhtäläisyyksiä Siriuksen kanssa , joka koostuu spektriluokan A päätähdestä ja valkoisesta kääpiökumppanista. Sirius A on kuitenkin massiivisempi tähti kuin IK Pegasus A , ja sen kumppanin kiertorata on paljon suurempi, ja sen puolipääakseli on 20 AU. e.

IK Pegasus B

Seuralainen tähti IK Pegasi B on tiheä valkoinen kääpiö. Tämän luokan tähdet ovat saavuttaneet elämänsä lopun eivätkä enää tuota energiaa ydinfuusion avulla. Sen sijaan normaaleissa olosuhteissa valkoinen kääpiö säteilee jatkuvasti ylimääräistä energiaa ja muuttuu kylmemmäksi ja himmeämmäksi monen miljardin vuoden ajan [26] .

Evoluutiota edeltävä

Lähes kaikista tähdistä, joiden massa on pieni ja keskikokoinen (alle noin 9 auringon massaa), niistä tulee lopulta valkoisia kääpiöitä, kun vetyvarastonsa on käytetty loppuun [27] . Tällaiset tähdet viettävät suurimman osan "aktiivisesta" elämästään pääsarjassa. Aika, jonka he viettävät pääsekvenssissä, riippuu ensisijaisesti niiden massasta: käyttöikä lyhenee massan kasvaessa [28] . Siten IK Peg B :n on täytynyt olla massiivisempi kuin A - komponentti ennen kuin siitä tuli valkoinen kääpiö . Emotähden IK Peg B :n massan uskotaan olleen 5-8 Auringon massaa [12] .

Kun esi-isän IK Peg B :n ytimessä oleva vetypolttoaine oli loppunut, se muuttui punaiseksi jättiläiseksi. Sisäydin kutistui siihen pisteeseen, jossa vedyn palaminen alkoi heliumytimen ympärillä olevassa kuoressa. Lämpötilan nousun kompensoimiseksi ulkokuori laajeni monta kertaa säteen yli, joka tähdellä oli pääsarjassa. Kun ytimessä saavutettiin lämpötila ja tiheys, jossa heliumin palaminen saattoi alkaa , jättiläinen siirtyi Hertzsprung-Russell-kaavion vaakasuoraan haaraan . Heliumfuusio muodostaa inertin ytimen, joka koostuu hiilestä ja hapesta. Kun ytimen helium loppui, sen ympärille ilmestyi palavan vetykuoren lisäksi palava heliumkuori, ja tähti pääsi ns. asymptoottiseen jättimäiseen haaraan eli AGB:hen. (Tämä on haara, joka menee Hertzsprung-Russell-kaavion oikeaan yläkulmaan). Jos tähti oli riittävän massainen, voi sitten alkaa hiilen palaminen ytimessä ja hapen , neonin ja magnesiumin tuotanto tämän palamisen seurauksena [29] [30] [31] .

Punaisen jättiläisen tai AVG-tähden ulkokuori voi laajentua useisiin satoihin auringon säteisiin, jopa 0,5 miljardiin kilometriin (3 AU) , kuten sykkivän AVG-tähden Miran tapauksessa [32] . Tämä etäisyys on paljon suurempi kuin nykyinen keskimääräinen kahden tähden välinen etäisyys IK Pegasus -järjestelmässä , joten tänä aikana kahdella tähdellä oli yhteinen verho. Tämän seurauksena IK Pegasus A :n ilmakehä on saattanut rikastua eri alkuaineiden isotoopeilla [8] .

Jonkin aikaa myöhemmin muodostui inertti happi-hiili (tai happi-magnesium-neon) -ydin, ja lämpöydinfuusio alkoi tapahtua kahdessa ydintä ympäröivässä samankeskisessä kuoressa; vety alkoi palaa ulkokuoressa ja helium inertin ytimen ympärillä. Tämä kaksoiskuoren palamisvaihe on kuitenkin epävakaa, mikä johti lämpöimpulsseihin, jotka aiheuttivat suuria massapurkauksia tähden ulkokuoresta [33] . Tästä sinkoutuneesta materiaalista muodostui valtava pilvi, jota kutsutaan planetaariseksi sumuksi . Koko vetykuori sinkoutui tähdestä, lukuun ottamatta pientä jäänteen ympärillä olevaa osaa - valkoista kääpiötä, joka koostuu pääasiassa inertistä ytimestä [34] .

Ominaisuudet ja rakenne

IK Pegasus B voi koostua kokonaan hiilestä ja hapesta, mutta siinä voi myös olla happineoninen ydin, jota ympäröi hiilellä ja hapella rikastettu kuori [35] [36] , jos hiilen palaminen alkoi sen esitähdessä . Joka tapauksessa IK Peg B :n ulkopinta on peitetty lähes puhtaan vedyn ilmakehällä, mikä mahdollistaa tämän valkoisen kääpiön luokittelun DA-spektrityyppiin . Suuremman atomimassan vuoksi kuoren helium "uppoaa" vetykerrokseen [7] . Tähden kokonaismassaa rajoittaa elektronien degeneroituneen kaasun paine  , kvanttimekaaninen vaikutus , joka rajoittaa tiettyyn tilavuuteen puristettavan aineen määrää.

Arvioidessaan IK Pegasus B :n massaksi 1,15 auringon massaa, tähtitieteilijät pitävät sitä erittäin massiivisena valkoisena kääpiönä [nb 5] . Vaikka sen sädettä ei suoraan havaita, se voidaan arvioida tunnetuista teoreettisista suhteista valkoisen kääpiön massan ja säteen välillä [37] , mikä antaa arvon noin 0,6 % Auringon säteestä [7] (toinen lähde antaa arvo 0,72%, joten tähän tulokseen jää jonkin verran epävarmuutta) [4] . Tämä tähti, jonka massa on suurempi kuin aurinko, on siis suljettuna Maan omaa pienempään tilavuuteen, mikä osoittaa tämän kohteen äärimmäisen suuren tiheyden [nb 6] .

Massiivinen ja samalla kompakti valkoinen kääpiö tarjoaa voimakkaan painovoiman tähden pintaan. Tähtitieteilijät ovat määrittäneet tämän suuren gravitaatiovoiman desimaalilogaritmina CGS -yksiköissä tai lg g : nä . IK Pegasukselle B lg g on 8,95 [7] . Vertailun vuoksi maapallon lg g on 2,99. Siten painovoima IK Pegasus B :n pinnalla on yli 900 000 kertaa suurempi kuin maan painovoima [nb 7] .

IK Pegasi B : n tehollinen pintalämpötila on arvioitu 35 500 ± 1500 K [8] , mikä tekee siitä tehokkaan ultraviolettisäteilyn lähteen [7] [nb 8] . Ilman seuralaista tämä valkoinen kääpiö jäähtyisi vähitellen (miljardien vuosien aikana) ja sen säde pysyisi käytännössä ennallaan [38] .

Binäärijärjestelmän tuleva kehitys

Vuonna 1993 David Wonnacott , Barry J. Kellett ja David J. Stickland ehdottivat, että IK Pegasus -järjestelmästä voisi lopulta tulla tyypin Ia supernova tai kataklysminen muuttuja [12] . 150 valovuoden päässä se on maata lähin supernovaehdokas. Kestää kuitenkin aikaa, ennen kuin järjestelmä kehittyy tilaan, jossa supernovaräjähdys voi tapahtua. Tänä aikana se siirtyy huomattavan etäisyyden maasta.

Tulee aika, jolloin IK Pegasus A tulee pois pääsarjasta ja alkaa muuttua punaiseksi jättiläiseksi. Punaisen tähden kuori voi kasvaa merkittävään kokoon, 100 kertaa nykyisen säteensä. Kun IK Peg A : n ulkokuori saavuttaa seuralaisensa Roche -keilan, valkoisen kääpiön ympärille alkaa muodostua kaasumaista akkretiolevyä. Tämä kaasu, joka koostuu pääasiassa vedystä ja heliumista, kerääntyy satelliitin pinnalle. Massansiirto tähtien välillä johtaa myös niiden keskinäiseen lähestymiseen [39] .

Valkoisen kääpiön pinnalle kertynyt kaasu alkaa kutistua ja lämmetä. Kertyneen kaasun sisällä voivat jossain vaiheessa kehittyä vedyn lämpöydinpolttoon tarvittavat olosuhteet, ja alkaneet voimakkaimmat lämpöydinräjähdykset pyyhkäisevät osan kaasusta pois valkoisen kääpiön pinnalta. Tämä johtaa ajoittain katastrofaalisiin muutoksiin IK Pegasus -järjestelmän valoisuudessa : se kasvaa nopeasti useita suuruusluokkia useiden päivien tai kuukausien aikana [40] . Esimerkki tällaisesta tähdestä on RS Ophiuchus -järjestelmä  , kaksoistähti, joka koostuu punaisesta jättiläisestä ja valkoisesta kääpiökumppanista. RS Ophiuchi on toistuva nova , joka on kokenut vähintään kuusi purkausta joka kerta, kun lisääntyminen saavuttaa vedyn kriittisen massan, joka tarvitaan valtavan räjähdyksen tuottamiseen [41] [42] .

On täysin mahdollista, että IK Pegasus kehittyy samaa kaavaa [41] . Kuitenkin jopa niin voimakkaissa lämpöydinräjähdyksissä vain osa kerääntyneestä kaasusta on mukana: toinen osa joko sinkoutuu avaruuteen tai jää valkoisen kääpiön pinnalle. Siten jokaisen syklin aikana valkoinen kääpiö voi jatkuvasti lisätä massaa ja jatkaa vetykuoren keräämistä ympärilleen [43] .

Vaihtoehtoista mallia, jonka avulla valkoinen kääpiö voi jatkuvasti kerätä massaa purkautumatta, kutsutaan lähibinääriseksi superpehmeäksi röntgenlähteeksi CBSS [ en . Tässä skenaariossa massansiirtonopeus valkoiselle kääpiölle läheisessä binäärimuodossa on sellainen, että sisään tuleva vety palaa vähitellen fuusiossa heliumiksi. Tämä superpehmeiden röntgenlähteiden luokka koostuu suurimassaisista valkoisista kääpiöistä, joiden pintalämpötila on erittäin korkea ( 0,5–1 miljoonaa K [44] ) [45] .

Jos valkoisen kääpiön massa saavuttaa kasautumalla tapahtuvan massansiirron aikana Chandrasekharin rajan 1,44 M ⊙ , rappeutuneen elektronikaasun paine ei enää tue valkoista kääpiötä ja se romahtaa. Jos ydin koostuu pääasiassa hapesta, neonista ja magnesiumista, niin romahtanut valkoinen kääpiö pystyy muodostamaan neutronitähden. Tässä tapauksessa vain osa tähden massasta sinkoutuu räjähdyksen seurauksena [46] . Jos ydin on hiili-happi, paineen ja lämpötilan nousu alkaa polttaa hiiltä tähden keskellä jo ennen Chandrasekhar-rajan saavuttamista. Tämän dramaattinen tulos on lämpöydinfuusioreaktion käynnistyminen, jossa merkittävä osa tähden aineesta pääsee sisään lyhyessä ajassa. Tämä riittää, jotta tähdestä tulee tyypin Ia supernova [47] katastrofaalisessa räjähdyksessä .

Tällainen supernovaräjähdys voi muodostaa uhan elämälle maapallolla. Tähden pääkomponentista, IK Peg A :sta, ei uskota muodostuvan punaiseksi jättiläiseksi lähitulevaisuudessa. Kuten aiemmin on osoitettu, tähden avaruusnopeus suhteessa aurinkoon on 20,4 km/s. Tämä vastaa yhden valovuoden matkaa 14 700 vuoden välein . Esimerkiksi 5 miljoonan vuoden kuluttua tähti siirtyy pois Auringosta yli 500 valovuotta . Yli tuhannen parsekin ( 3300 valovuoden ) tyypin Ia supernovien ei uskota vaikuttavan elämään maapallolla. [48] ​​.

Räjähdyksen jälkeen supernova valkoinen kääpiö voi romahtaa kokonaan tai menettää vain osan massastaan, ja laajenevassa kuoressa nikkelin radioaktiivinen hajoaminen alkaa kobolttiksi ja edelleen raudaksi , joka antaa energiaa kuoren hehkulle. Binäärijärjestelmä todennäköisesti hajoaa räjähdyksen seurauksena. Tästä eteenpäin IK Pegasus B , jos se selviää, kehittyy yksinäiseksi valkoiseksi kääpiöksi. Järjestelmästä sinkoutuneen luovuttajatähden IK Pegasus A :n jäännöksen suhteellinen avaruudellinen nopeus voi olla 100-200 km/s , mikä tekee siitä galaksin nopeimmin liikkuvien tähtien joukossa . IK Peg A :n jatkokehitys on melkein sama kuin sen kumppanin: punaisen jättiläisen vaiheen läpäistyään se luopuu ulkokuoresta ja siitä tulee nopeasti liikkuva valkoinen kääpiö [49] [50] . Supernovaräjähdys luo myös laajenevan kaasun ja pölyn kuoren, joka lopulta sulautuu ympäröivään tähtienväliseen väliaineeseen [51] .

Muistiinpanot

1. ↑ Absoluuttinen magnitudi M v = V + 5 (log π + 1) = 2,762, missä V  on näennäinen suuruus ja π  on parallaksi. Katso: Taylor, Roger John. Tähdet: niiden rakenne ja evoluutio . - Cambridge University Press , 1994. - s  . 16 . — ISBN 0521458854 . (Englanti)  
2. ↑ 1 2 Laskettu kaavasta ( L / L ☉ ) = ( R / R ☉ ) 2 ( T eff / T ☉ ) 4 , missä L  on valovoima, R  on säde ja T eff  on tähden tehollinen lämpötila, indeksi ☉ viittaa vastaaviin parametreihin Sun. Katso: Krimm, Hans Luminosity, Radius and Temperature (englanniksi) (linkki ei ole käytettävissä) . Hampden-Sydney College (19. elokuuta 1997). Arkistoitu alkuperäisestä 8. toukokuuta 2003.   
3. ↑ Koko oikea liike esitetään seuraavasti:  kaaren tuhannesosat sekunti/vuosi, missä ja ovat oikeat liikekomponentit oikeassa nousussa ja deklinaatiossa, vastaavasti. Tämän seurauksena sivunopeus:  km, missä d  on etäisyys parsekeina. Katso: Majewski, Steven R. Stellar Motions (englanniksi) (linkki ei ole käytettävissä) . Virginian yliopisto (2006). Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012.   
4. ↑ Pythagoraan lauseesta kokonaisnopeus olisi:  km/s, jossa V r ja V t  ovat radiaali- ja poikittaisnopeudet, vastaavasti.
5. ↑ Valkoisten kääpiöiden massat ovat keskittyneet noin 0,58 aurinkomassan keskimääräiseen massaarvoon, ja vain 2 prosentilla kaikista valkoisista kääpiöistä on massa yhtä suuri tai suurempi kuin Auringon massa. Katso:
   Holberg, JB; Barstow, M.A.; Bruhweiler, F.C.; Cruise, A.M.; Penny, AJ Sirius B: Uusi, tarkempi näkymä  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Voi. 497 , no. 2 . - s. 935-942 . - doi : 10.1086/305489 .  (Englanti)
6. ↑ R * = 0,006 R ☉ = 0,006 7⋅10 8 m = 4200 km.
7. ↑ Painovoima maan pinnalla on 9,780 m/s 2 eli 978,0 cm/s 2 CGS-yksiköissä. Täältä: Painovoimasuhteen logaritmi on 8,95 − 2,99 = 5,96. Tästä syystä painovoimasuhde on 105,96 ≈ 912000 .
8. ↑ Wienin siirtymälain mukaan absoluuttisen mustan kappaleen säteilyenergia on suurin tietyssä lämpötilassa aallonpituudella λ b \u003d (2,898⋅10 6 nm K) / (35 500 K) ≈ 82 nm , joka sijaitsee kaukaisessa ultravioletissa. osa sähkömagneettista spektriä .

1. ↑ Objekti ja aliakset  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations . Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
2. ↑ IK Pegasi  . Alcyone.de. Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 SIMBAD-kyselyn tulos : HD 204188 - Spektroskooppinen binaari  . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg. Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012. — Huomautus: Jotkut parametrit saatiin napsauttamalla "Näytä kaikki mitat" -painiketta.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd. Sykkivä aktiivisuus Ik - Pegasilla  // Kuninkaallisen tähtitieteellisen seuran kuukausitiedotteet  . - Oxford University Press , 1994. - Voi. 267 , nro. 4 . - s. 1045-1052 . Arkistoitu alkuperäisestä 20. marraskuuta 2017.  (Englanti)
5. ↑ 1 2 Kurtz, DW Metallicism and pulsation - marginaaliset metalliviivat tähdet  (eng.)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1978. - Voi. 221 . - s. 869-880 . - doi : 10.1086/156090 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. marraskuuta 2017.  (Englanti)
6. ↑ 1 2 3 B. Smalley, K.C. Smith, D. Wonnacott, C.S. Allen. IK Pegasin kemiallinen koostumus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1996. - Voi. 278 , no. 3 . - s. 688-696 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. marraskuuta 2017.  (Englanti)
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 Barstow, MA; Holberg, JB; Koester, D. Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1994. - Voi. 270 , no. 3 . - s. 516 . Arkistoitu alkuperäisestä 20. marraskuuta 2017.  (Englanti)
8. ↑ 1 2 3 4 5 Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. HR 1608:n, HR 8210:n ja HD 15638:n kuumat valkokääpiöt  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  : Journal  . - 1999. - Voi. 105 , no. 690 . - s. 841-847 . - doi : 10.1086/133242 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. helmikuuta 2008.  (Englanti)
9. ↑ Skiff BA :n tähtispektriluokitusten yleinen luettelo (versio 2013-heinäkuu) - 2014. - Osa 1 - S. 2023.
10. ↑ Barstow M. A., Barstow J. K. , Casewell S. L., Holberg J. B., Hubeny I. Todisteet raskaiden elementtien ulkoisesta alkuperästä kuumissa DA-valkoisissa  kääpiöissä // Ma . Ei. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2014. - Vol. 440, Iss. 2. - P. 1607-1625. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STU216 - arXiv:1402.2164
11. ↑ Royer F., Grenier S., M.-O. Baylac, Gómez A.E., Zorec J. A-tyypin tähtien pyörimisnopeudet pohjoisella pallonpuoliskolla. II. Measurement of v sini  (englanniksi) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2002. - Voi. 393, Iss. 3. - P. 897-911. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020943 - arXiv:astro-ph/0205255
12. ↑ 1 2 3 4 Wonnacott, D.; Kellett, BJ; Stickland, DJ IK Peg - Lähellä oleva, lyhytaikainen, Sirius-tyyppinen järjestelmä  (englanniksi)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal. - Oxford University Press , 1993. - Voi. 262 , nro. 2 . - s. 277-284 . Arkistoitu alkuperäisestä 7. tammikuuta 2016.  (Englanti)
13. ↑ Pickering, Edward Charles. Tarkistettu Harvardin fotometria : luettelo 9 110 tähden paikoista, fotometrisistä magnitudeista ja spektreistä, jotka ovat pääasiassa magnitudia 6,50 ja kirkkaampia 2 ja 4 tuuman pituuspiirifotometrien avulla  //  Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College : Journal. - 1908. - Voi. 50 . - s. 182 . Arkistoitu alkuperäisestä 31. elokuuta 2019.  (Englanti)
14. ↑ Henkilökunta. Spektroskooppiset  binaarit . Tennesseen yliopisto. Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
15. ↑ Harper, W.E. A Persein ja HR 8210:n kiertoradat  // Julkaisut Dominion Astrophysical Observatorysta. - 1927. - T. 4 . - S. 161-169 . Arkistoitu alkuperäisestä 7. huhtikuuta 2006.  (Englanti)
16. ↑ MAC Perryman, L. Lindegren, J. Kovalevsky, E. Hoeg, U. Bastian, PL Bernacca, M. Crézé, F. Donati, M. Grenon, F. van Leeuwen, H. van der Marel, F. Mignard, C. A. Murray, R. S. Le Poole, H. Schrijver, C. Turon, F. Arenou, M. Froeschlé, C. S. Petersen. HIPPARCOS-luettelo  // Tähtitiede ja astrofysiikka  . - EDP Sciences , 1997. - Voi. 323 . -P.L49- L52 .  (Englanti)
17. ↑ Wilson, Ralph Elmer. Yleinen luettelo tähtien radiaalisista nopeuksista . - Carnegie Institution of Washington, 1953. Arkistoitu 5. lokakuuta 2018 Wayback Machinessa 
18. ↑ Burleigh, M.R.; Barstow, M.A.; Bond, H.E.; Holberg, JB (28. heinäkuuta – 1. elokuuta 2001). "Siriuksen kaltaisten binäärien ratkaiseminen Hubble-avaruusteleskoopin avulla" . Provencal, JL; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S. Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs . San Francisco: Astronomy Society of the Pacific. s. 222. ISBN 1-58381-058-7 . Arkistoitu alkuperäisestä 14.11.2017. Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje );Tarkista päivämäärä osoitteessa |date=( englanniksi ohje ) (Englanti)
19. ↑ Vennes, S.; Christian, DJ; Thorstensen, JR Hot White Dwarfs Extreme-Ultraviolet Explorer Surveyssä. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1998. - Voi. 502 , no. 2 . - s. 763-787 . - doi : 10.1086/305926 .  (linkkiä ei ole saatavilla  )
20. ↑ Selitys täsmälleen tästä tähtien väristä, katso: The Color of Stars  (eng.) . Australia Telescope Outreach and Education (21. joulukuuta 2004). Arkistoitu alkuperäisestä 24. elokuuta 2011.
21. ↑ 1 2 A. Gautschy, H. Saio. Tähtien pulsaatiot HR-kaavion poikki: Osa 1   // Tähtitieteen ja astrofysiikan vuosikatsaus. - Annual Reviews , 1995. - Voi. 33 . - s. 75-114 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 . Arkistoitu alkuperäisestä 29. helmikuuta 2008.  (Englanti)
22. ↑ Templeton, Matthew Variable Star of the Season: Delta Scuti ja Delta Scuti -muuttujat (linkki ei saatavilla) . AAVSO (2004). Arkistoitu alkuperäisestä 28. lokakuuta 2004. (määrätön) 
23. ↑ Smith , Gene Stellar Spectra  . Kalifornian yliopisto, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences (16. huhtikuuta 1999). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
24. ↑ JG Mayer, J. Hakkila. Binariteetin fotometriset vaikutukset AM Star Broadband -väreihin   // Bulletin of the American Astronomical Society : päiväkirja. - American Astronomical Society , 1994. - Voi. 26 . - s. 868 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. marraskuuta 2017.  (Englanti)
25. ↑ Nimetön. Tähtien elinajat  . Georgian osavaltion yliopisto (2005). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
26. ↑ Henkilökunta. Valkoiset kääpiöt ja  planeetasumut . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29. elokuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
27. ↑ Heger, A.; Fryer, C.L.; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH §3, Kuinka massiiviset yksittäistähdet lopettavat elämänsä  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Voi. 591 , no. 1 . - s. 288-300 . - doi : 10.1086/375341 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. elokuuta 2018.  (Englanti)
28. ↑ Seligman, Courtney Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars  ( 2007). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
29. ↑ Henkilökunta. Tähtien evoluutio – muodostumisen ja  tuhon syklit . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29. elokuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
30. ↑ Richmond, Michael Pienimassaisten tähtien evoluution myöhäiset vaiheet  (englanniksi)  (linkki ei saatavilla) . Rochester Institute of Technology (5. lokakuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
31. ↑ Darling, David Carbon burning  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Tieteen Internet Encyclopedia. Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
32. ↑ Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. Hubble erottaa tähdet Mira-  binäärijärjestelmässä . HubbleSite News Center (6. elokuuta 1997). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
33. ↑ Oberhummer, H.; Csoto, A.; Schlattl, H. Stellar Production Rates of Carbon and It Abundance in the Universe  (englanti)  // Science : Journal. - 2000. - Voi. 289 , no. 5476 . - s. 88-90 . - doi : 10.1126/tiede.289.5476.88 . — PMID 10884230 . Arkistoitu alkuperäisestä 15. syyskuuta 2009.  (Englanti)
34. ↑ Iben, Icko, Jr. Yhden ja kaksinkertaisen tähden evoluutio  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1991. - Voi. 76 . - s. 55-114 . - doi : 10.1086/191565 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.  (Englanti)
35. ↑ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. Happi-neonvalkoisten kääpiöiden muodostumisesta läheisissä binäärijärjestelmissä  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2001. - Voi. 375 . - s. 87-99 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010828 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. marraskuuta 2017.  (Englanti)
36. ↑ Woosley, SE; Heger, A. Massiivisten tähtien evoluutio ja räjähdys  // Modern Physicsin katsauksia. - 2002. - T. 74 , nro 4 . - S. 1015-1071 . - doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . Arkistoitu alkuperäisestä 29. syyskuuta 2007.  (Englanti)
37. ↑ Tähtiparametrien  arvioiminen energiatasapainosta . tiedebittejä. Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
38. ↑ Imamura, James N. Valkoisten kääpiöiden jäähtyminen  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Oregonin yliopisto (24. helmikuuta 1995). Arkistoitu alkuperäisestä 27. helmikuuta 1997.
39. ↑ KA Postnov, LR Yungelson. The Evolution of Compact Binary Star Systems  (englanniksi)  (linkki ei saatavilla) . Living Reviews in Relativity (2006). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
40. ↑ Malatesta, K.; Davis, K. Kuukauden muuttuva tähti: Novaen historiallinen katsaus  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . AAVSO (toukokuu 2001). Arkistoitu alkuperäisestä 6. marraskuuta 2003.
41. ↑ 1 2 Malatesta, Kerri R. S. Ophiuchi . VSOccessdate = (toukokuu 2000). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012. (määrätön)
42. ↑ Hendrix, Susan Tutkijat näkevät myrskyn ennen myrskyä tulevaisuuden  supernovassa . NASA (20. heinäkuuta 2007). Arkistoitu 12. toukokuuta 2020.
43. ↑ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. Pääsekvenssin tähti + valkoinen kääpiöbinäärijärjestelmien kehitys kohti tyypin Ia supernovaa  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - EDP Sciences , 2000. - Voi. 362 . - s. 1046-1064 . Arkistoitu alkuperäisestä 9. marraskuuta 2017.  (Englanti)
44. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). "Valkoisen kääpiön sisältävien vuorovaikutteisten binäärien evoluutiosta " Gansicke, BT; Beuermann, K.; Rein, K. The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings . San Francisco, Kalifornia: Astronomical Society of the Pacific. s. 252. Arkistoitu alkuperäisestä 2017-11-03. Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje ) (Englanti)
45. ↑ Di Stefano, Rosanne (28. helmikuuta – 1. maaliskuuta 1996). "Valoiset superpehmeät röntgenlähteet tyypin Ia supernovaen esi-isäisinä" . Teoksessa J. Greiner. Supersoft X-Ray Sources -työpajan julkaisut . Garching, Saksa: Springer-Verlag. ISBN 3-540-61390-0 . Arkistoitu alkuperäisestä (PDF) 23.10.2007. Tarkista päivämäärä osoitteessa |date=( englanniksi ohje ) Arkistoitu 23. lokakuuta 2007 Wayback Machinessa 
46. ↑ Fryer, C.L.; Uusi , KCB 2.1 Kutista skenaario  . Gravitaatioaallot painovoiman romahtamisesta . Max-Planck-Gesellschaft (24. tammikuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
47. ↑ Henkilökunta. Tähtien evoluutio – muodostumisen ja  tuhon syklit . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29. elokuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
48. ↑ Richmond, Michael Vaaraaako lähellä oleva supernova elämää maan päällä?  (englanti) (TXT)  (linkki ei saatavilla) (8. huhtikuuta 2005). Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012. Osa 4.
49. ↑ Hansen, Brad MS Type Ia -supernovat ja suuren nopeuden valkoiset kääpiöt  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Voi. 582 , no. 2 . - s. 915-918 . - doi : 10.1086/344782 . Arkistoitu alkuperäisestä 20. marraskuuta 2017.  (Englanti)
50. ↑ Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. Tyypin Ia supernovaräjähdykset binäärijärjestelmissä: vaikutus toissijaiseen tähteen ja sen seuraukset  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2000. - Voi. 128 . - s. 615-650 . - doi : 10.1086/313392 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. maaliskuuta 2008.  (Englanti)
51. ↑ Henkilökunta. Johdatus supernovajäänteisiin  . NASA/Goddard (7. syyskuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 11. toukokuuta 2012.

Linkit

• Davies, Ben Supernova -tapahtumat  (englanniksi) (2006). Arkistoitu alkuperäisestä 26. toukokuuta 2012.
• Tzekova, Svetlana Yordanova IK Pegasi (HR 8210)  (englanti) . ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere) (2004). Arkistoitu alkuperäisestä 26. toukokuuta 2012.