IK Пегаса | это... Что такое IK Пегаса? (original) (raw)

IK Пегаса

Двойная звезда
Hr-8210.jpg Звезда HR 8210 в видимой области спектра. Обсерватория ESO
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Тип Спектрально-двойная звезда
Прямое восхождение 21ч 26м 26.70с
Склонение +19° 22′ 32.0″
Расстояние 150±5,2 св. лет (46,04±1,60 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V) _V_max = +6,07m, _V_min = +6,10m, P = 0,044 д[2]
Созвездие Пегас
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) -11,4[3] км/c
Собственное движение (μ) RA: 80,23[3] mas в годDec: 17,28[3] mas в год
Параллакс (π) 21,72±0,78[3] mas
Абсолютная звёздная величина (V) _V_max = +2,75m, _V_min = +2,78m, P = 0,044 д[nb 1]
Характеристики
Показатель цвета (B − V) +0,672[3]
Показатель цвета (U − B) +1,417[3]
Переменность δ Sct
Физические характеристики
Возраст 50–600 млн [4] лет
Другие обозначения IK ПегасаBD +18°4794, HD 204188, HIC 105860, HIP 105860, HR 8210, PPM 140137, 1RXS J212626.8+192224, SAO 107138, 2MASS J21262666+1922323, AG +19 2186, 2EUVE J2126+19.3, GC 30023, GCRV 13485, GSC 01671-00710, N30 4732, RX J2126.4+1922, SBC7 857, SBC9 1307, SKY# 40866, TD1 28097, TYC 1671-710-1, uvby98 100204188 V, YZ 19 8745,
Информация в базах данных
SIMBAD данные
У звезды существует 2 компонентаИх параметры представлены ниже:
Компонент A IK Пегаса A Спектральный класс A8m:C[5] Физические характеристики Масса 1,65[4] M☉ Радиус 1,6[4] R☉ Температура 7 700[6] K Светимость 8,0[nb 2] L☉ Металличность 117[6][4] Вращение < 32,5[6] км/с
Компонент B IK Пегаса B Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) Тип Белый карлик Спектральный класс DA[7] Физические характеристики Масса 1,15[8] M☉ Радиус 0,006[7] R☉ Температура 35 500[8] K Светимость 0,12[nb 2] L☉

Координаты: Sky map 21ч 26м 26.70с_+19° 22′ 32.0″

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

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

IK Пегаса B — ближайший известный кандидат в будущие сверхновые. Как только главная звезда системы начнёт превращаться в красный гигант, она вырастет до радиуса, где белый карлик может увеличивать массу, аккрецируя вещество с расширенной газовой оболочки. Когда белый карлик достигнет предела Чандрасекара в 1,44 солнечных масс, он может взорваться как сверхновая типа Ia[9].

Содержание

История наблюдений

Местоположение IK Пегаса в созвездии

Впервые эта звезда была каталогизирована в 1862 году, попав в Боннское обозрение под номером BD +18°4794B. Позднее, в 1908 году она появились в Гарвардский пересмотренном каталоге как HR 8210[10]. Обозначение IK Пегаса было присвоено, после того как была открыта её переменность, в соответствии с номенклатурой обозначения переменных звёзд, предложенной Фридрихом Аргеландером.

Изучение спектральных особенностей этой звезды показали характерное смещение линий поглощения в двойной системе. Это смещение возникает, когда звезда движется по своей орбите, сначала по направлению к наблюдателю, а затем от наблюдателя, создавая периодический доплеровский сдвиг спектральных линий. Измерения этого смещения позволяют астрономам определить относительную скорость орбитального движения по крайней мере одной из звёзд, даже если они не в состоянии разрешить отдельные компоненты[11].

В 1927 году канадский астроном Уильям Харпер (William E. Harper) использовал этот метод для определения периода обращения спектрально-двойной IK Пегаса и обнаружил, что он равен 21,724 дня. Кроме того, он первоначально предполагал, что эксцентриситет орбиты равен 0,027. (Более поздние оценки показывают, что эксцентриситет фактически равен нулю, что является показателем круговой орбиты)[9]. Максимальная скорость основного компонента вдоль луча зрения с Земли составляет 41,5 км/с[12].

Расстояние до системы IK Пегаса может быть измерено непосредственно по наблюдениям параллакса звезды, поскольку она достаточно близка. Это периодическое смещение было измерено с высокой точностью астрометрическим спутником «Hipparcos», что позволило оценить расстояние до звезды в 150 ± 5 световых лет[13]. «Hipparcos» измерил также собственное движение этой системы (небольшое угловое смещение IK Пегаса на небе из-за его движения в пространстве)

Известные расстояние и собственное движение системы позволяют оценить поперечную скорость IK Пегаса, которая оказалась равной 16,9 км/с[nb 3]. Третий компонент движения, лучевую скорость, можно рассчитать по среднему сдвигу в красную или синюю сторону звёздного спектра. Общий каталог звездных лучевых скоростей (Catalogue of Stellar Radial Velocities) указывает, что радиальная скорость для этой системы −11,4 км/с[14]. Сочетание радиального и поперечного движений дает пространственную скорость 20,4 км/с по отношению к Солнцу[nb 4].

В 2000 году была сделана попытка сфотографировать отдельные компоненты этой двойной системы с помощью космического телескопа «Хаббл», но звёзды оказались слишком близки для того, чтобы их можно было разрешить по отдельности[15]. Последние измерения орбитальной ультрафиолетовой обсерваторией EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) дали более точную оценку орбитального периода в 21,72168(9) дней[16]. Предполагается, что наклон плоскости орбиты системы к лучу зрения близок к 90°, то есть с Земли её видно почти с ребра. В этом случае возможно наблюдать периодические затмения основного компонента белым карликом[8].

IK Пегаса A

Относительные размеры IK Peg A (слева), B (внизу) и Солнца (справа).[17]

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела показывает зависимость между светимостью и показателем цвета для множества звезд. IK Peg A в настоящее время заходится на главной последовательности, то есть принадлежит к той группе звёзд, в которой энерговыделение обеспечивается термоядерным горением водорода. Вместе с тем IK Peg A лежит в узкой, почти вертикальной полосе на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, которая известна как полоса нестабильности. Яркости звёзд в этой полосе колеблются в результате периодических пульсаций поверхности звезды[18].

Пульсации происходят в результате процесса, называемого каппа-механизм. Часть внешней атмосферы звезды становится оптически непрозрачной из-за частичной ионизации отдельных элементов. Когда эти атомы теряют электрон, вероятность того, что они будут поглощать энергию, возрастает. Это приводит к увеличению температуры, что приводит к расширению атмосферы. Расширенная атмосфера становится менее ионизированной и теряет энергию, в результате чего она остывает и уменьшается в размерах. В результате работы этого цикла появляются периодические пульсации атмосферы и соответствующие изменения яркости[18].

Звезды в области полосы нестабильности, которая пересекает главную последовательность, называются переменными типа Дельты Щита (δ Sct). Подобные переменные, прототипом для которых стала Дельта Щита, обычно являются звёздами спектрального класса от А2 до F8 и класса светимости от III (субгигантов) до V (звёзды главной последовательности). Эти звёзды — короткопериодические переменные с регулярными пульсациями между 0,025 и 0,25 суток. Звёзды типа δ Sct имеют обилие тяжёлых элементов, подобное солнечному (см. Металличность), и массу от 1,5 до 2,5 _M_☉[19]. Частота пульсаций IK Пегаса A была оценена в 22,9 цикла в день, или один раз в 63 мин[4].

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

Спектр таких звёзд, как IK Peg A, показывает сильные бальмеровские линии водорода вместе с линиями поглощения ионизированных металлов, в том числе линии K ионизованного кальция (Ca II) на длине волны 393,3 нм[20]. Спектр IK Peg A классифицируется как маргинальный Am (или "Am: "); это означает, что в спектре этой звезды видны несколько усиленные, по сравнению с типичной звездой класса А, линии поглощения металлов[5]. Звезды спектрального класса Am часто являются членами тесных двойных систем с компаньоном примерно такой же массы, что и наблюдается в случае IK Пегаса[21].

Звёзды спектрального класса A горяче́е и массивнее, чем Солнце, но, как следствие, время жизни звезды на главной последовательности соответственно меньше. Для звезды с массой, аналогичной IK Peg A (1,65 солнечных), расчётный срок жизни на главной последовательности составляет 2-3 млрд лет, что составляет примерно половину текущего возраста Солнца[22].

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

IK Пегаса B

Звезда-компаньон IK Пегаса B является плотным белым карликом. Звёзды этого класса достигли конца своей жизни и больше не производят энергию путем ядерного синтеза. Вместо этого, при нормальных обстоятельствах белый карлик будет постоянно излучать избыток энергии, становясь всё более холодным и тусклым, на протяжении многих миллиардов лет[23].

Предварительная эволюция

Почти все звёзды малой и средней массы (меньше примерно 9 солнечных масс) в конце концов, исчерпав свои запасы водорода, становятся белыми карликами[24]. Такие звёзды проводят большую часть своей «активной» жизни, находясь на главной последовательности. Количество времени, которое они проводит на главной последовательности, зависит прежде всего от их массы: время жизни уменьшается с ростом массы[25]. Таким образом, IK Peg B, прежде чем стать белым карликом, должна была быть более массивной, чем компонент А. Звезда-родоначальник IK Peg B, как полагают, имела массу от 5 до 8 солнечных[9].

После того как водородное топливо в ядре родоначальника IK Peg B было исчерпано, он превратился в красный гигант. Внутреннее ядро сжалось до состояния, когда началось горение водорода в оболочке, окружавшей гелиевое ядро. Чтобы скомпенсировать повышение температуры, внешняя оболочка расширилась во много раз по сравнению с радиусом, которым звезда обладала, находясь на главной последовательности. Когда в ядре были достигнуты температура и плотность, при которой могло бы начаться горение гелия, гигант перешёл на горизонтальную ветвь диаграммы Герцшпрунга — Расселла. Слияние гелия образует инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода. Когда гелий в ядре был исчерпан, вокруг него появилась горящая гелиевая оболочка в дополнение к горящей водородной оболочке, и звезда перешла на так называемую асимптотическую ветвь гигантов, или АВГ. (Это ветвь, идущая к верхнему правому углу диаграммы Герцшпрунга — Расселла). Если звезда была достаточной массы, то затем может начаться горение углерода в ядре и производство в результате этого горения кислорода, неона и магния[26][27][28].

Внешняя оболочка красного гиганта или АВГ-звезды может расшириться до нескольких сотен радиусов Солнца, до 0,5 млрд км (3 а. е.), как в случае пульсирующей АВГ-звезды Миры[29]. Это расстояние выходит далеко за рамки текущего среднего расстояния между двумя звездами в системе IK Пегаса, поэтому в этот период времени две звезды разделяли общую оболочку. В результате атмосфера IK Пегаса A, возможно, была обогащена изотопами различных элементов[8].

Некоторое время спустя сформировалось инертное кислород-углеродное (или кислородно-магниево-неоновое) ядро, и термоядерный синтез стал происходить в двух концентрических оболочках, окружающих ядро; водород начал гореть во внешней оболочке, а гелий — вокруг инертного ядра. Однако эта фаза горения в двойной оболочке неустойчива, что привело к тепловым импульсам, ставшим причиной широкомасштабных выбросов массы из внешней оболочки звезды[30]. Из этого выброшенного материала образовалось огромное облако, называемое планетарной туманностью. Вся водородная оболочка была исторгнута из звезды, кроме небольшой части, окружающей остаток — белый карлик, который состоит в основном из инертного ядра[31].

Свойства и структура

IK Пегаса B может целиком состоять из углерода и кислорода, но может также, если в его звезде-предшественнике началось горение углерода, иметь кислородно-неоновое ядро, окружённое оболочкой, обогащённой углеродом и кислородом[32][33]. В любом случае, снаружи IK Peg B покрыта атмосферой из почти чистого водорода, что позволяет отнести этот белый карлик к спектральному классу DA. В связи с большей атомной массой, гелий в оболочке будет «тонуть» в водородном слое[7]. Полная масса звезды ограничивается давлением электронного вырожденного газа — квантово-механического эффекта, который ограничивает количество вещества, которое может быть «втиснуто» в заданный объём.

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

Оценивая массу IK Пегаса B в 1,15 массы Солнца, астрономы считают его весьма массивным белым карликом[nb 5]. Хотя его радиус не наблюдается непосредственно, он может быть оценён из известных теоретических отношений между массой и радиусом белого карлика[34], что даёт значение около 0,6 % от радиуса Солнца[7] (другой источник дает величину 0,72 %, так что в этом результате остается некоторая неопределенность)[4]. Таким образом, эта звезда с массой более солнечной заключена в объёме меньше земного, что указывает на чрезвычайно большую плотность этого объекта[nb 6].

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

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

Будущая эволюция двойной системы

В 1993 году, Дэвид Уонакотт (David Wonnacott), Барри Келлетт (Barry J. Kellett) и Дэвид Стикленд (David J. Stickland) выдвинули предположение, что система IK Пегаса может со временем превратиться в сверхновую типа Ia или стать катаклизмической переменной[9]. Находясь на расстоянии 150 световых лет, она является ближайшим к Земле кандидатом в сверхновые. Однако понадобится время, чтобы система развилась до состояния, когда может произойти взрыв сверхновой. За это время она отойдет на значительное расстояние от Земли.

Аккреция вещества на белый карлик

Наступит время, когда IK Пегаса A сойдёт с главной последовательности и начнёт превращаться в красного гиганта. Оболочка красной звезды может вырасти до значительных размеров, в 100 раз больше нынешнего радиуса. Когда внешняя оболочка IK Peg A достигнет полости Роша его компаньона, вокруг белого карлика начнёт формироваться газообразный аккреционный диск. Этот газ, состоящий в основном из водорода и гелия, будет скапливаться на поверхности спутника. Массообмен между звездами приведёт также к их взаимному сближению[36].

Газ, скопившийся на поверхности белого карлика, начнёт сжиматься и нагреваться. В какой-то момент в накопленном газе могут сложиться условия, необходимые для термоядерного горения водорода, и начавшиеся мощнейшие термоядерные взрывы будут сметать часть газа с поверхности белого карлика. Это приведет к периодическим катастрофическим изменениям светимости системы IK Пегаса: она быстро увеличится на несколько порядков в течение нескольких дней или месяцев[37]. Примером такой звезды является система RS Змееносца — двойная звезда, состоящая из красного гиганта и белого карлика-спутника. RS Змееносца является периодической новой, и испытавшей по крайней мере шесть вспышек, происходивших каждый раз, когда путём аккреции достигалась критическая масса водорода, необходимая для производства колоссального взрыва[38][39].

Вполне возможно, что IK Пегаса будет развиваться по аналогичной схеме[38]. Однако даже в таких мощнейших термоядерных взрывах участвует только часть аккрецированного газа: другая часть либо выбрасывается в космос, либо остаётся на поверхности белого карлика. Таким образом, при каждом цикле белый карлик может неуклонно прирастать в массе и продолжать накапливать вокруг себя оболочку из водорода[40].

Альтернативная модель, которая позволяет белому карлику неуклонно накапливать массу без извержения, называется источник сверхмягкого рентгеновского излучения тесных двойных (close-binary super soft X-ray source CBSS). В этом сценарии скорость массопереноса на белый карлик в тесной двойной системе такова, что прибывающий водород постепенно сгорает в термоядерном синтезе, превращаясь в гелий. Эта категория источников супермягкого рентгеновского излучения состоят из белых карликов больших масс с очень высокой температурой поверхности (0,5-1 млн K[41])[42].

Анимация эволюции двойной звезды IK Пегаса

Если во время массопереноса путём аккреции масса белого карлика достигнет предела Чандрасекара в 1,44 _M_☉, давление вырожденного электронного газа больше не будет поддерживать белый карлик, и он сколлапсирует. Если ядро в основном состоит из кислорода, неона и магния, то сколлапсировавший белый карлик способен образовывать нейтронную звезду. В этом случае только часть массы звезды будет выброшена в результате взрыва[43]. Если же ядро будет углеродно-кислородным, то повышение давления и температуры начнет горение углерода в центре звезды ещё до достижения предела Чандрасекара. Драматическим результатом этого будет запуск термоядерной реакции синтеза, в которую в течение короткого времени вступит значительная часть вещества звезды. Этого будет достаточно, чтобы звезда в катастрофическом взрыве стала сверхновой типа Ia[44].

Такой взрыв сверхновой может нести угрозу для жизни на Земле. Считается, что основной компонент звезды, IK Peg A, вряд ли превратится в красный гигант в ближайшем будущем. Как уже было показано ранее, пространственная скорость звезды по отношению к Солнцу равна 20,4 км/с. Это эквивалентно перемещению на расстояние в один световой год каждые 14 700 лет. Например, через 5 млн лет звезда удалится от Солнца более чем на 500 световых лет. Сверхновые типа Ia за пределами тысячи парсек (3300 световых лет), как полагают, не могут повлиять на жизнь на Земле.[45].

После взрыва сверхновой белый карлик может полностью разрушится или потерять только часть массы, а в расширяющейся оболочке начнётся радиоактивный распад никеля в кобальт и далее в железо, который даст энергию для свечения оболочки. Двойная система в результате взрыва, скорее всего, распадётся. Начиная с этого момента, IK Пегаса B, если выживет, будет эволюционировать как одиночный белый карлик. Относительная пространственная скорость выброшенного из системы остатка звезды-донора IK Пегаса A может достичь величины 100—200 км/с, что поставит его в ряд самых быстродвижущихся звёзд галактики. Дальнейшая эволюция IK Peg A будет почти такая же, как у компаньона: пройдя стадию красного гиганта, он сбросит внешнюю оболочку и станет быстродвижущимся белым карликом[46][47]. Взрыв сверхновой также создаст расширяющуюся газопылевую оболочку, которая, в конечном счете, сольётся с окружающей межзвездной средой[48].

Примечания

  1. ↑ Абсолютная звёздная величина Mv = V + 5 (lg π + 1) = 2,762, где V — видимая звёздная величина и π — параллакс. См.: Tayler Roger John. The Stars: Their Structure and Evolution. — Cambridge University Press, 1994. — P. 16. — ISBN 0521458854 (англ.)
  2. ↑ 1 2 Вычисляется из (L/_L_☉) = (R/_R_☉)2(_T_eff/_T_☉)4, где L — светимость, R — радиус и _T_eff — эффективная температура звезды, индекс ☉ относится к соответствующим параметрам Солнца. См.: Krimm, Hans Luminosity, Radius and Temperature. Hampden-Sydney College (August 19, 1997). (англ.)
  3. ↑ Полное собственное движение дается как:
    \begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 77,63\, \end{smallmatrix} тысячных угловой секунды/год, где \mu_\alpha и \mu_\delta — компоненты собственного движения по прямому восхождению и склонению, соответственно. В результате поперечная скорость:
    \begin{smallmatrix} V_t = \mu \cdot 4,74 d\, = 16,9\, \end{smallmatrix} км,
    где d — расстояние в парсеках. См.: Majewski, Steven R. Stellar Motions. University of Virginia (2006). (англ.)
  4. ↑ Из теоремы Пифагора, полная скорость будет:
    \begin{smallmatrix} V = \sqrt{{V_r}^2 + {V_t}^2} = \sqrt{11,4^2 + 16,9^2} = 20,4\, \end{smallmatrix} км/с,
    где Vr и Vt — радиальная и поперечная скорость, соответственно.
  5. ↑ Массы белых карликов концентрируются вокруг среднего значения массы в 0,58 массы Солнца, и только 2 % всех белых карликов имеют массу, равную массе Солнца или превышающую её. См.:
    Holberg, J. B.; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F. C.; Cruise, A. M.; Penny, A. J. (1998). «Sirius B: A New, More Accurate View». The Astrophysical Journal 497 (2): 935–942. DOI:10.1086/305489. (англ.)
  6. ↑ R* = 0,006 _R_☉ = 0,006·7·108 м = 4200 км.
  7. ↑ Сила тяжести на поверхности Земли 9,780 м/с2, или 978,0 см/с2 в единицах СГС. Отсюда:
    \begin{smallmatrix} \operatorname{lg} g=\operatorname{lg}\,978,0=2,99 \end{smallmatrix}
    Логарифм соотношения сил тяжести 8,95 − 2,99 = 5,96. Отсюда отношение сил тяжести равно 105,96 ≈ 912 000.
  8. ↑ Из закона смещения Вина, энергия излучения абсолютно чёрного тела максимальна при данной температуре на длине волны λ_b_ = (2,898·106 нм·К)/(35 500 К) ≈ 82 нм, которая лежит в дальней ультрафиолетовой части электромагнитного спектра.

Примечания

  1. ↑ Object and Aliases. NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations. Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  2. ↑ IK Pegasi. Alcyone.de. Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 SIMBAD Query Result: HD 204188 -- Spectroscopic binary. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. — Прим.: некоторые параметры были получены по нажатию кнопки "Display all measurements". (англ.)
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd (1994). «Pulsational Activity on Ik-Pegasi». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 267 (4): 1045–1052. (англ.)
  5. ↑ 1 2 Kurtz, D. W. (1978). «Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars». Astrophysical Journal 221: 869–880. DOI:10.1086/156090. (англ.)
  6. ↑ 1 2 3 B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen (1996). «The chemical composition of IK Pegasi». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 278 (3): 688–696. (англ.)
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 Barstow, M. A.; Holberg, J. B.; Koester, D. (1994). «Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 270 (3): 516. (англ.)
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. (1999). «The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 105 (690): 841–847. DOI:10.1086/133242. (англ.)
  9. ↑ 1 2 3 4 Wonnacott, D.; Kellett, B. J.; Stickland, D. J. (1993). «IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 262 (2): 277–284. (англ.)
  10. ↑ Pickering, Edward Charles (1908). «Revised Harvard photometry : a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4 inch meridian photometers». Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College 50: 182. (англ.)
  11. ↑ Staff Spectroscopic Binaries. University of Tennessee. Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  12. ↑ Harper, W. E. (1927). «The orbits of A Persei and HR 8210». Publications of the Dominion Astrophysical Observatory 4: 161–169. (англ.)
  13. ↑ M. A. C. Perryman, L. Lindegren, J. Kovalevsky, E. Hoeg, U. Bastian, P. L. Bernacca, M. Crézé, F. Donati, M. Grenon, F. van Leeuwen, H. van der Marel, F. Mignard, C. A. Murray, R. S. Le Poole, H. Schrijver, C. Turon, F. Arenou, M. Froeschlé, C. S. Petersen (1997). «The HIPPARCOS Catalogue». Astronomy and Astrophysics 323: L49–L52. (англ.)
  14. ↑ Wilson Ralph Elmer General catalogue of stellar radial velocities. — Carnegie Institution of Washington, 1953. (англ.)
  15. ↑ Burleigh, M. R.; Barstow, M. A.; Bond, H. E.; Holberg, J. B. (July 28–August 1, 2001). "Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope". Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S. Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs: 222, San Francisco: Astronomy Society of the Pacific. ISBN 1-58381-058-7. (англ.)
  16. ↑ Vennes, S.; Christian, D. J.; Thorstensen, J. R. (1998). «Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions». The Astrophysical Journal 502 (2): 763–787. DOI:10.1086/305926. (англ.)
  17. ↑ Объяснение именно такого цвета звёзд см. на: The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education (December 21, 2004). Архивировано из первоисточника 24 августа 2011. (англ.)
  18. ↑ 1 2 A. Gautschy, H. Saio (1995). «Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33: 75–114. DOI:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451. (англ.)
  19. ↑ Templeton, Matthew Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables. AAVSO (2004).(недоступная ссылка — история)
  20. ↑ Smith, Gene Stellar Spectra. University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences (April 16, 1999). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  21. ↑ J. G. Mayer, J. Hakkila (1994). «Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors». Bulletin of the American Astronomical Society 26: 868. (англ.)
  22. ↑ Anonymous Stellar Lifetimes. Georgia State University (2005). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  23. ↑ Staff White Dwarfs & Planetary Nebulas. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (August 29, 2006). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  24. ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). «§3, How Massive Single Stars End Their Life». Astrophysical Journal 591 (1): 288–300. DOI:10.1086/375341. (англ.)
  25. ↑ Seligman, Courtney The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars (2007). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  26. ↑ Staff Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (August 29, 2006). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  27. ↑ Richmond, Michael Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology (October 5, 2006). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  28. ↑ Darling, David Carbon burning. The Internet Encyclopedia of Sciencs. Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  29. ↑ Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. Hubble Separates Stars in the Mira Binary System. HubbleSite News Center (August 6, 1997). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  30. ↑ Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H. (2000). «Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe». Science 289 (5476): 88–90. DOI:10.1126/science.289.5476.88. PMID 10884230. (англ.)
  31. ↑ Iben, Icko, Jr. (1991). «Single and binary star evolution». Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114. DOI:10.1086/191565. (англ.)
  32. ↑ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. (2001). «On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems». Astronomy and Astrophysics 375: 87–99. DOI:10.1051/0004-6361:20010828. (англ.)
  33. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A. (2002). «The Evolution and Explosion of Massive Stars» (PDF). Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071. DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015. (англ.)
  34. ↑ Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition. ScienceBits. Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  35. ↑ Imamura, James N. Cooling of White Dwarfs. University of Oregon (February 24, 1995).(недоступная ссылка — история) (англ.)
  36. ↑ K. A. Postnov, L. R. Yungelson The Evolution of Compact Binary Star Systems. Living Reviews in Relativity (2006). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  37. ↑ Malatesta, K.; Davis, K. Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae. AAVSO (May 2001).(недоступная ссылка — история) (англ.)
  38. ↑ 1 2 Malatesta, Kerri RS Ophiuchi. VSOccessdate = (May 2000). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012.
  39. ↑ Hendrix, Susan. Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova, NASA (July 20, 2007). (англ.)
  40. ↑ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. (2000). «The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae». Astronomy and Astrophysics 362: 1046–1064. (англ.)
  41. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). "On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf". The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings: 252, San Francisco, California: Astronomical Society of the Pacific. (англ.)
  42. ↑ Di Stefano, Rosanne (February 28–March 1, 1996). "Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae" (PDF). J. Greiner Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources, Garching, Germany: Springer-Verlag. ISBN 3-540-61390-0. (англ.)
  43. ↑ Fryer, C. L.; New, K. C. B. 2.1 Collapse scenario. Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft (January 24, 2006). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  44. ↑ Staff Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (August 29, 2006). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012. (англ.)
  45. ↑ Richmond, Michael Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? (TXT) (8 апреля 2005). Архивировано из первоисточника 30 июня 2012.—see section 4 (англ.)
  46. ↑ Hansen, Brad M. S. (2003). «Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs». The Astrophysical Journal 582 (2): 915–918. DOI:10.1086/344782. (англ.)
  47. ↑ Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. (2000). «Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences». The Astrophysical Journal Supplement Series 128: 615–650. DOI:10.1086/313392. (англ.)
  48. ↑ Staff Introduction to Supernova Remnants. NASA/Goddard (September 7, 2006). Архивировано из первоисточника 11 мая 2012. (англ.)

См. также