stringtranslate.com

ИК Пегаси

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 .

Первичная звезда (IK Pegasi A) — это звезда главной последовательности класса A , которая демонстрирует незначительные пульсации светимости . Она классифицируется как переменная звезда типа Дельта Щита и имеет периодический цикл изменения светимости, который повторяется примерно 22,9 раза в день. [7] Ее компаньон (IK Pegasi B) — это массивный белый карлик — звезда, которая прошла главную последовательность и больше не генерирует энергию посредством ядерного синтеза . Они вращаются вокруг друг друга каждые 21,7 дня со средним разделением около 31 миллиона километров, или 19 миллионов миль, или 0,21  астрономических единиц (а. е.). Это меньше орбиты Меркурия вокруг Солнца .

IK Pegasi B — ближайший известный кандидат на роль прародителя сверхновой . Когда первичная звезда начинает эволюционировать в красного гиганта , ожидается, что она вырастет до радиуса, на котором белый карлик сможет аккрецировать вещество из расширенной газовой оболочки. Когда белый карлик приближается к пределу Чандрасекара в 1,4  солнечных массы ( M ☉ ), [12] он может взорваться как сверхновая типа Ia . [13]

Наблюдение

Эта звездная система была каталогизирована в 1862 Bonner Durchmusterung («Боннский астрометрический обзор») как BD +18°4794B. Позднее она появилась в 1908 году в Гарвардском пересмотренном фотометрическом каталоге Пикеринга как HR 8210. [14] Обозначение «IK Pegasi» следует расширенной форме номенклатуры переменных звезд , введенной Фридрихом В. Аргеландером . [15]

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

В 1927 году канадский астроном Уильям Э. Харпер использовал эту технику для измерения периода этой однолинейной спектроскопической двойной звезды и определил, что он составляет 21,724 дня. Он также первоначально оценил эксцентриситет орбиты как 0,027. (Более поздние оценки дали эксцентриситет практически равный нулю, что является значением для круговой орбиты.) [13] Амплитуда скорости была измерена как 41,5 км/с, что является максимальной скоростью первичного компонента вдоль линии визирования к Солнечной системе. [17]

Расстояние до системы IK Pegasi можно измерить напрямую, наблюдая крошечные смещения параллакса этой системы (на фоне более далеких звезд) по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца. Это смещение было измерено с высокой точностью космическим аппаратом Hipparcos , что дало оценку расстояния в 150  световых лет (с точностью ±5 световых лет). [18] Тот же космический аппарат также измерил собственное движение этой системы. Это небольшое угловое движение IK Pegasi по небу из-за его движения в пространстве.

Комбинация расстояния и собственного движения этой системы может быть использована для вычисления поперечной скорости IK Pegasi, которая составляет 16,9 км/с. [nb 2] Третий компонент, гелиоцентрическая лучевая скорость , может быть измерена по среднему красному смещению (или синему смещению) звездного спектра. Общий каталог звездных радиальных скоростей приводит радиальную скорость −11,4 км/с для этой системы. [19] Комбинация этих двух движений дает космическую скорость 20,4 км/с относительно Солнца. [2]

Была сделана попытка сфотографировать отдельные компоненты этой двойной системы с помощью космического телескопа Хаббл , но звезды оказались слишком близко, чтобы разрешить их. [20] Недавние измерения с помощью космического телескопа Extreme Ultraviolet Explorer дали более точный орбитальный период 21,72168 ± 0,00009 дней . [10] Считается, что наклон плоскости орбиты этой системы почти направлен к ребру (90°), если смотреть с Земли. Если это так, то можно будет наблюдать затмение . [ 9]

ИК Пегаси А

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

Диаграмма Герцшпрунга -Рассела (диаграмма HR) представляет собой график зависимости светимости от индекса цвета для набора звезд. IK Pegasi A в настоящее время является звездой главной последовательности — термин, который используется для описания почти линейной группировки ядерных водородных звезд на основе их положения на диаграмме HR. Однако IK Pegasi A лежит в узкой, почти вертикальной полосе диаграммы HR, которая известна как полоса нестабильности . Звезды в этой полосе колеблются когерентным образом, что приводит к периодическим пульсациям светимости звезды. [22]

Пульсации являются результатом процесса, называемого κ-механизмом . Часть внешней атмосферы звезды становится оптически толстой из-за частичной ионизации определенных элементов. Когда эти атомы теряют электрон , вероятность того, что они поглотят энергию, увеличивается. Это приводит к повышению температуры, что заставляет атмосферу расширяться. Раздутая атмосфера становится менее ионизированной и теряет энергию, заставляя ее охлаждаться и снова сжиматься. Результатом этого цикла является периодическая пульсация атмосферы и соответствующее изменение светимости. [22]

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

Звезды в пределах части полосы нестабильности, которая пересекает главную последовательность, называются переменными типа Дельта Щита . Они названы в честь прототипической звезды для таких переменных: Дельта Щита . Переменные типа Дельта Щита обычно имеют спектральный класс от A2 до F8 и класс звездной светимости от III ( гиганты ) до V ( звезды главной последовательности ). Это короткопериодические переменные, которые имеют регулярную частоту пульсаций от 0,025 до 0,25 дней. Звезды типа Дельта Щита имеют обилие элементов, аналогичное солнечному (см. Звезды популяции I ), и от 1,5 до 2,5  M ☉ . [24] Частота пульсаций IK Pegasi A была измерена в 22,9 цикла в день, или один раз каждые 0,044 дня. [7]

Астрономы определяют металличность звезды как обилие химических элементов , имеющих более высокий атомный номер, чем гелий. Это измеряется с помощью спектроскопического анализа атмосферы, за которым следует сравнение с результатами, ожидаемыми от вычисленных звездных моделей. В случае IK Pegasus A предполагаемое обилие металлов составляет [M/H] = +0,07 ± 0,20. Эта запись дает логарифм отношения металлических элементов (M) к водороду (H) минус логарифм отношения металлов Солнца. (Таким образом, если звезда соответствует обилию металлов Солнца, это значение будет равно нулю.) Логарифмическое значение 0,07 эквивалентно фактическому отношению металличности 1,17, поэтому звезда примерно на 17% богаче металлическими элементами, чем Солнце. [7] Однако погрешность этого результата относительно велика.

Спектр звезд класса А, таких как IK Pegasi A, показывает сильные линии Бальмера водорода вместе с линиями поглощения ионизированных металлов, включая линию K ионизированного кальция (Ca II) на длине волны 393,3  нм . [25] Спектр IK Pegasi A классифицируется как пограничный Am (или «Am:»), что означает, что он демонстрирует характеристики спектрального класса A, но имеет маргинальные металлические линии. То есть атмосфера этой звезды демонстрирует немного (но аномально) более высокую, чем обычно, интенсивность линий поглощения для металлических изотопов. [3] Звезды спектрального типа Am часто являются членами тесных двойных систем со спутником примерно такой же массы, как в случае IK Pegasi. [26]

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

С точки зрения массы, относительно молодой Альтаир является ближайшей к Солнцу звездой, которая является звездным аналогом компонента A — его предполагаемая масса составляет 1,7 M ☉ . Двойная система в целом имеет некоторое сходство с близлежащей системой Сириуса , которая имеет первичную звезду класса A и компаньона — белого карлика. Однако Сириус A массивнее IK Pegasi A, а орбита его компаньона намного больше, с большой полуосью 20 а.е.

ИК Пегаси Б

Звезда-компаньон — плотная белая карликовая звезда. Эта категория звездных объектов достигла конца своего эволюционного жизненного цикла и больше не генерирует энергию посредством ядерного синтеза . Вместо этого, при нормальных обстоятельствах, белый карлик будет постоянно излучать свою избыточную энергию, в основном накопленное тепло, становясь холоднее и тусклее в течение многих миллиардов лет. [28]

Эволюция

Почти все малые и промежуточные по массе звезды (ниже примерно 8~9 M ☉ ) закончат как белые карлики, как только они исчерпают свой запас термоядерного топлива. [29] Такие звезды проводят большую часть своей жизни, производя энергию, как звезда главной последовательности . Время, которое звезда проводит на главной последовательности, зависит в первую очередь от ее массы, причем продолжительность жизни уменьшается с увеличением массы. [30] Таким образом, для того, чтобы IK Pegasi B стал белым карликом до компонента A, он должен был когда-то быть массивнее компонента A. Фактически, считается, что прародитель IK Pegasi B имел массу от 5 до 8  M ☉ . [13]

По мере того, как водородное топливо в ядре прародителя IK Pegasi B было израсходовано, он превратился в красного гиганта . Внутреннее ядро ​​сжималось до тех пор, пока в оболочке, окружающей гелиевое ядро, не началось горение водорода. Чтобы компенсировать повышение температуры, внешняя оболочка расширилась во много раз по сравнению с радиусом, которым она обладала как звезда главной последовательности. Когда ядро ​​достигло температуры и плотности, при которых гелий мог начать подвергаться термоядерному синтезу, эта звезда сжалась и стала тем, что называется звездой горизонтальной ветви . То есть она принадлежала к группе звезд, которые попадают на примерно горизонтальную линию на диаграмме HR. Синтез гелия образовал инертное ядро ​​из углерода и кислорода. Когда гелий истощился в ядре, в дополнение к оболочке, сжигающей водород, образовалась оболочка, сжигающая гелий, и звезда перешла в то, что астрономы называют асимптотической ветвью гигантов , или AGB. (Это дорожка, ведущая в верхний правый угол диаграммы HR.) Если бы звезда имела достаточную массу, со временем в ядре мог бы начаться синтез углерода , производящий кислород , неон и магний . [31] [32] [33]

Внешняя оболочка красного гиганта или звезды AGB может расширяться до нескольких сотен радиусов Солнца, занимая радиус около 5 × 10 8 км (3 а.е.) в случае пульсирующей звезды AGB Мира . [34] Это значительно превышает текущее среднее расстояние между двумя звездами в IK Pegasi, поэтому в течение этого периода времени две звезды имели общую оболочку. В результате внешняя атмосфера IK Pegasi A могла получить изотопное усиление. [9]

Туманность Улитка создается звездой, эволюционирующей в белого карлика. Изображение NASA и ESA .

Через некоторое время после образования инертного кислородно-углеродного (или кислородно-магниево-неонового) ядра термоядерный синтез начал происходить вдоль двух оболочек, концентрических с областью ядра; водород горел вдоль самой внешней оболочки, в то время как синтез гелия происходил вокруг инертного ядра. Однако эта двухоболочечная фаза нестабильна, поэтому она производила тепловые импульсы, которые вызывали крупномасштабные выбросы массы из внешней оболочки звезды. [35] Этот выброшенный материал образовал огромное облако материала, называемое планетарной туманностью . Вся, за исключением небольшой части, водородная оболочка была выброшена из звезды, оставив после себя остаток белого карлика, состоящий в основном из инертного ядра. [36]

Состав и структура

Внутренняя часть IK Pegasi B может полностью состоять из углерода и кислорода; в качестве альтернативы, если ее прародитель претерпел горение углерода , она 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 почти чистого водорода, что дает этой звезде ее звездную классификацию DA. Из-за более высокой атомной массы любой гелий в оболочке погрузится под слой водорода. [6] Вся масса звезды поддерживается давлением вырождения электронов — квантово-механическим эффектом, который ограничивает количество материи, которое может быть сжато в заданном объеме.

Этот график показывает теоретический радиус белого карлика, учитывая его массу. Зеленая кривая соответствует релятивистской модели электронного газа.

При предполагаемой массе 1,15  M ☉ IK Pegasi B считается белым карликом большой массы. [nb 3] Хотя его радиус не наблюдался напрямую, его можно оценить из известных теоретических соотношений между массой и радиусом белых карликов, [39] что дает значение около 0,60% от радиуса Солнца . [6] (Другой источник дает значение 0,72%, поэтому в этом результате остается некоторая неопределенность.) [7] Таким образом, эта звезда упаковывает массу, превышающую массу Солнца, в объем примерно размером с Землю, что дает представление об экстремальной плотности этого объекта . [nb 4]

Массивная, компактная природа белого карлика создает сильную поверхностную гравитацию . Астрономы обозначают это значение десятичным логарифмом силы тяготения в единицах СГС , или log g . Для IK Pegasi B log g равен 8,95. [6] Для сравнения, log g для Земли равен 2,99. Таким образом, поверхностная гравитация на IK Pegasi более чем в 900 000 раз превышает силу тяготения на Земле. [nb 5]

Эффективная температура поверхности IK Pegasi B оценивается примерно в 35 500 ± 1500 К , [9] что делает его мощным источником ультрафиолетового излучения. [6] [nb 6] При нормальных условиях этот белый карлик продолжал бы остывать более миллиарда лет, в то время как его радиус оставался бы практически неизменным. [40]

Будущая эволюция

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 известным кандидатом на превращение в сверхновую к Земле . Однако за то время, которое потребуется системе для превращения в состояние, в котором может произойти взрыв сверхновой, она переместится на значительное расстояние от Земли, но все еще может представлять угрозу.

В какой-то момент в будущем IK Pegasi A израсходует водородное топливо в своем ядре и начнет эволюционировать вдали от главной последовательности, образуя красного гиганта. Оболочка красного гиганта может вырасти до значительных размеров, простираясь до ста раз от его предыдущего радиуса (или больше). Как только IK Pegasi A расширится до точки, где его внешняя оболочка переполнит полость Роша его компаньона, вокруг белого карлика сформируется газообразный аккреционный диск . Этот газ, состоящий в основном из водорода и гелия, затем будет аккрецировать на поверхность компаньона. Этот массообмен между звездами также приведет к сокращению их взаимной орбиты. [41]

На поверхности белого карлика аккрецированный газ сжимается и нагревается. В какой-то момент аккрецированный газ может достичь условий, необходимых для синтеза водорода, что приведет к неконтролируемой реакции, которая вытеснит часть газа с поверхности. Это приведет к (повторяющемуся) взрыву новой — катастрофической переменной звезды — и светимость белого карлика быстро увеличится на несколько величин в течение нескольких дней или месяцев. [42] Примером такой звездной системы является RS Ophiuchi , двойная система, состоящая из красного гиганта и белого карлика-компаньона. RS Ophiuchi вспыхивала в (повторяющуюся) новую по крайней мере шесть раз, каждый раз аккрецируя критическую массу водорода, необходимую для создания неконтролируемого взрыва. [43] [44]

Вполне возможно, что IK Pegasi B последует аналогичному сценарию. [43] Однако для накопления массы может быть выброшена только часть аккрецированного газа, так что с каждым циклом масса белого карлика будет неуклонно увеличиваться. Таким образом, даже если он будет вести себя как повторяющаяся новая, IK Pegasus B может продолжать накапливать растущую оболочку. [45]

Альтернативная модель, которая позволяет белому карлику постоянно накапливать массу, не извергаясь как новая, называется тесно-двойным сверхмягким рентгеновским источником (CBSS). В этом сценарии скорость передачи массы к тесной двойной системе белого карлика такова, что на поверхности может поддерживаться устойчивый термоядерный горение, поскольку поступающий водород расходуется в термоядерном синтезе для производства гелия. Эта категория сверхмягких источников состоит из белых карликов большой массы с очень высокими температурами поверхности ( от 0,5 × 10 6 до 1 × 10 6 K [46] ). [47]

Если масса белого карлика приблизится к пределу Чандрасекара в 1,4 M ☉, он больше не будет поддерживаться давлением вырождения электронов и подвергнется коллапсу. Для ядра, в основном состоящего из кислорода, неона и магния, коллапсирующий белый карлик, вероятно, образует нейтронную звезду . В этом случае в результате будет выброшена только часть массы звезды. [48] Однако, если ядро ​​вместо этого состоит из углерода-кислорода, повышение давления и температуры инициирует термоядерный синтез углерода в центре до достижения предела Чандрасекара. Драматический результат — неконтролируемая реакция ядерного синтеза, которая поглощает значительную часть звезды в течение короткого времени. Этого будет достаточно, чтобы разъединить звезду в катастрофическом взрыве 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 миллиарда 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. Например, через 5 миллионов лет эта звезда будет отделена от Солнца более чем на 500 световых лет. Считается, что сверхновая типа Ia в пределах тысячи парсеков (3300 световых лет) может повлиять на Землю, [51] но она должна быть ближе, чем примерно на 10 парсеков (около тридцати световых лет), чтобы нанести серьезный вред земной биосфере. [50]

После взрыва сверхновой остаток звезды-донора (IK Pegasus A) продолжит движение с конечной скоростью, которой он обладал, когда был членом тесной орбитальной двойной системы. Результирующая относительная скорость может достигать 100–200 км/с (62–124 миль/с), что поместит его в число высокоскоростных членов галактики . Компаньон также потеряет часть массы во время взрыва, и его присутствие может создать разрыв в расширяющихся обломках. С этого момента он превратится в одну белую карликовую звезду. [52] [53] Взрыв сверхновой создаст остаток расширяющегося материала, который в конечном итоге сольется с окружающей межзвездной средой . [54]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ На основе:
    где L — светимость, R — радиус, а T eff — эффективная температура. См.:
    Krimm, Hans (19 августа 1997 г.). «Светимость, радиус и температура». Колледж Хэмпден-Сидней. Архивировано из оригинала 8 мая 2003 г. Получено 16 мая 2007 г.
  2. ^ Чистое собственное движение определяется по формуле:
     мас/г.
    где и — компоненты собственного движения по прямому восхождению и склонению соответственно. Результирующая поперечная скорость равна:
    V t = μ • 4,74 d (пк) = 16,9 км.
    где d (pc) — расстояние в парсеках. См.: Majewski, Steven R. (2006). "Stellar Motions". University of Virginia. Архивировано из оригинала 2012-01-25 . Получено 2007-05-14 .
  3. ^ Популяция белых карликов узко распределена вокруг средней массы 0,58  M ☉ , и составляет всего 2%. См.: Holberg, JB; Barstow, MA; Bruhweiler, FC; Cruise, AM; et al. (1998). "Sirius B: A New, More Accurate View". The Astrophysical Journal . 497 (2): 935–942. Bibcode :1998ApJ...497..935H. doi : 10.1086/305489 .
    всех белых карликов имеют по крайней мере 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 равен 8,95 - 2,99 = 5,96. Итак:
  6. ^ Согласно закону смещения Вина , пик излучения черного тела при этой температуре будет приходиться на длину волны :
     нм
    который лежит в дальней ультрафиолетовой части электромагнитного спектра .

Ссылки

  1. ^ abcdefgh Brown, AGA ; et al. (совместная работа Gaia) (август 2018 г.). "Gaia Data Release 2: Summary of the content and survey properties". Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  2. ^ abcde Андерсон, Э.; Фрэнсис, Ч. (2012), "XHIP: Расширенная компиляция hipparcos", Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode : 2012AstL...38..331A, doi : 10.1134/S1063773712050015, S2CID  119257644.
  3. ^ abc Kurtz, DW (1978), «Металлизм и пульсация — пограничные металлические линейные звезды», Astrophysical Journal , 221 : 869–880, Bibcode : 1978ApJ...221..869K, doi : 10.1086/156090, hdl : 2152/34842
  4. ^ Скифф, BA (октябрь 2014 г.), «Каталог звездных спектральных классификаций», Обсерватория Лоуэлла , Онлайновый каталог данных VizieR: B/mk, Bibcode : 2014yCat....1.2023S.
  5. ^ аб "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. ^ abcdefg Барстоу, Массачусетс; Хольберг, Дж.Б.; Кестер, Д. (1994), «Спектрофотометрия в крайнем ультрафиолете HD16538 и HR:8210 Ik-Pegasi», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 270 (3): 516, Бибкод : 1994MNRAS.270..516B, doi : 10.1093/мнрас/270.3.516
  7. ^ abcdefgh Wonnacott, D.; Kellett, BJ; Smalley, B.; Lloyd, C. (1994), "Пульсационная активность на Ik-Pegasi", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 267 (4): 1045–1052, Bibcode : 1994MNRAS.267.1045W, doi : 10.1093/mnras/267.4.1045
  8. ^ ab Smalley, B.; et al. (1996), «Химический состав IK Pegasi», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 278 (3): 688–696, Bibcode : 1996MNRAS.278..688S, doi : 10.1093/mnras/278.3.688
  9. ^ abcde Ландсман, В.; Саймон, Т.; Бержерон, П. (1999), «Горячие белые карлики — спутники HR 1608, HR 8210 и HD 15638», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 105 (690): 841–847, Bibcode : 1993PASP..105..841L, doi : 10.1086/133242
  10. ^ ab Vennes, S.; Christian, DJ; Thorstensen, JR (1998), "Горячие белые карлики в обзоре Extreme-Ultraviolet Explorer. IV. Белые карлики DA с яркими спутниками", The Astrophysical Journal , 502 (2): 763–787, Bibcode : 1998ApJ...502..763V, doi : 10.1086/305926
  11. ^ Валлерга, Джон (1998), «Поле экстремального ультрафиолетового излучения звезд», Astrophysical Journal , 497 (2): 77–115, Bibcode : 1998ApJ...497..921V, doi : 10.1086/305496
  12. ^ Mazzali, PA; Röpke, FK; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). «Общий механизм взрыва сверхновых типа Ia». Science (PDF). 315 (5813): 825–828. arXiv : astro-ph/0702351v1 . Bibcode :2007Sci...315..825M. doi :10.1126/science.1136259. PMID  17289993. S2CID  16408991.
  13. ^ abcd Воннакотт, Д.; Келлетт, Б.Дж.; Стикленд, Д.Дж. (1993), «IK Peg — близлежащая, короткопериодическая, похожая на Сириус система», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 262 (2): 277–284, Bibcode : 1993MNRAS.262..277W, doi : 10.1093/mnras/262.2.277
  14. ^ Пикеринг, Эдвард Чарльз (1908), «Пересмотренная Гарвардская фотометрия: каталог положений, фотометрических величин и спектров 9110 звезд, в основном звездной величины 6,50 и более ярких, наблюдавшихся с помощью 2- и 4-дюймовых (100 мм) меридиональных фотометров», Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа , 50 : 182, Bibcode : 1908AnHar..50....1P
  15. ^ Рабинович, 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, Спектроскопические двойные, Университет Теннесси , получено 09.06.2007
  17. ↑ Харпер, У. Э. (1928), «Орбиты A Персея и HR 8210», Публикации Доминионской астрофизической обсерватории , 4 : 161–169, Bibcode : 1928PDAO....4..171H
  18. ^ Перриман, МАК и др. (1997), «Каталог Hipparcos», Астрономия и астрофизика , 323 : L49–L52, Bibcode : 1997A&A...323L..49P
  19. ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953), "Общий каталог лучевых скоростей звезд", Издание Института Карнеги в Вашингтоне, округ Колумбия , Институт Карнеги в Вашингтоне, Bibcode : 1953GCRV..C......0W
  20. ^ Берли, MR; и др. (28 июля – 1 августа 1975 г.), «Разрешение двойных звезд, подобных Сириусу, с помощью космического телескопа Хаббла», в Provencal, JL; Shipman, HL; MacDonald, J.; Goodchild, S. (ред.), Труды 12-го Европейского семинара по белым карликам , т. 226, Сан-Франциско: Астрономическое общество Тихого океана, стр. 222, arXiv : astro-ph/0010181 , Bibcode : 2001ASPC..226..222B, ISBN 1-58381-058-7
  21. ^ "MAST: Архив Барбары А. Микульски для космических телескопов". Space Telescope Science Institute . Получено 30 ноября 2022 г.
  22. ^ ab Gautschy, A.; Saio, H. (1995), «Звездные пульсации на диаграмме HR: Часть 1», Annual Review of Astronomy and Astrophysics , 33 (1): 75–114, Bibcode : 1995ARA&A..33...75G, doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451
  23. ↑ Для объяснения цветов звезд см.: «Цвет звезд». Australia Telescope Outreach and Education. 21 декабря 2004 г. Архивировано из оригинала 18 марта 2012 г. Получено 26 сентября 2007 г.
  24. ^ Темплтон, Мэтью (2004), Переменная звезда сезона: Дельта Щита и переменные Дельта Щита, AAVSO , получено 06.05.2021
  25. ^ Саха, Свапан К. (2007), Дифракционно-ограниченные изображения с помощью больших и средних телескопов, World Scientific, стр. 440, Bibcode :2007dlil.book.....S, ISBN 978-981-270-777-2
  26. ^ Майер, Дж. Г.; Хаккила, Дж. (1994), «Фотометрические эффекты двойственности в широкополосных цветах звезд AM», Бюллетень Американского астрономического общества , 26 : 868, Bibcode : 1994AAS...184.0607M
  27. ↑ Аноним (2005), Stellar Lifetimes, Университет штата Джорджия , получено 26.02.2007
  28. ↑ Сотрудники (29 августа 2006 г.), Белые карлики и планетарные туманности, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики , получено 09.06.2007 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 , дата обращения 10 августа 2006 г.
  32. ↑ Ричмонд, Майкл (5 октября 2006 г.), Поздние стадии эволюции маломассивных звезд, Рочестерский технологический институт , получено 07.06.2007 г.
  33. ^ Дарлинг, Дэвид, Сжигание углерода, Интернет-энциклопедия науки , получено 15 августа 2007 г.
  34. ^ Savage, D.; Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. (6 августа 1997 г.), Hubble Separates Stars in the Mira Binary System, HubbleSite News Center , получено 01.03.2007
  35. ^ Оберхуммер, Х.; Чото, А.; Шлаттл, Х. (2000), «Скорости звездного 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», Astrophysical Journal Supplement Series , 76 : 55–114, Bibcode : 1991ApJS...76...55I, doi : 10.1086/191565
  37. ^ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. (2001), «О формировании кислородно-неоновых белых карликов в тесных двойных системах», Astronomy and Astrophysics , 375 (1): 87–99, arXiv : astro-ph/0106224 , Bibcode : 2001A&A...375...87G, doi : 10.1051/0004-6361:20010828, S2CID  11890376
  38. ^ Woosley, SE; Heger, A. (2002), «Эволюция и взрыв массивных звезд» (PDF) , Reviews of Modern Physics , 74 (4): 1015–1071, Bibcode : 2002RvMP...74.1015W, doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015 , получено 06.05.2021
  39. ^ Оценка звездных параметров с помощью энергетического равнораспределения, ScienceBits , получено 15.05.2007
  40. ↑ Имамура, Джеймс Н. (24 февраля 1995 г.), Охлаждение белых карликов, Университет Орегона, архивировано из оригинала 2 мая 2007 г. , извлечено 19 мая 2007 г.
  41. ^ Постнов, KA; Юнгельсон, LR (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. ^ аб 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, NASA , получено 25.05.2007
  45. ^ Лангер, Н.; Дойчманн, А.; Веллстейн, С.; Хёфлих, П. (2000), «Эволюция двойных систем звезда главной последовательности + белый карлик в направлении сверхновых типа Ia», Астрономия и астрофизика , 362 : 1046–1064, arXiv : astro-ph/0008444 , Bibcode : 2000A&A...362.1046L
  46. ^ Лангер, Н.; Юн, С.-К.; Уэллстайн, С.; Шайтхауэр, С. (2002), «Об эволюции взаимодействующих двойных звезд, содержащих белый карлик», в Gänsicke, BT; Beuermann, K.; Rein, K. (ред.), Физика катаклизмических переменных и связанных с ними объектов, Труды конференции ASP , т. 261, Сан-Франциско, Калифорния: Астрономическое общество Тихого океана, стр. 252, Bibcode : 2002ASPC..261..252L
  47. ^ Ди Стефано, Розанна (28 февраля – 1 марта 1996 г.), «Яркие сверхмягкие рентгеновские источники как предшественники сверхновых типа Ia», в J. Greiner (ред.), Труды Международного семинара по сверхмягким рентгеновским источникам , Гархинг, Германия: Springer-Verlag, arXiv : astro-ph/9701199 , Bibcode : 1997astro.ph..1199D
  48. ↑ Fryer, CL; New, KCB (24 января 2006 г.), "2.1 Collapse scenario", Gravitational Waves from Gravitational Collapse , Max-Planck-Gesellschaft, архивировано из оригинала 27 марта 2011 г. , извлечено 2007-06-07
  49. ↑ Сотрудники (29 августа 2006 г.), Звездная эволюция — циклы формирования и разрушения, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики , дата обращения 10 августа 2006 г.
  50. ^ ab Beech, Martin (2011), «Прошлая, настоящая и будущая угроза сверхновых для биосферы Земли», Astrophysics and Space Science , 336 (2), Springer: 287–302, Bibcode : 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?, архивировано из оригинала (TXT) 6 марта 2007 г. , извлечено 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.; Фрайкселл, 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. ↑ Staff (7 сентября 2006 г.), Introduction to Supernova Remnants, NASA/Goddard , получено 20 мая 2007 г.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме IK Pegasi .