IK Pegasus

IK Pegasus (IK Pegasi, prescurtare IK Peg sau HR 8210 ) este o stea dublă din constelația Pegasus . Este situat la o distanta de aproximativ 150 de ani lumina de sistemul solar si luminozitatea sa este suficienta pentru a fi vizibila cu ochiul liber .

Componenta principală ( IK Pegasus A ) este o stea de secvență principală de tip spectral A care este clasificată ca o stea variabilă de tip Delta Scuti și prezintă ușoare pulsații de luminozitate cu o frecvență de schimbare a luminozității de aproximativ 22,9 ori pe zi [4] . Însoțitorul său ( IK Pegasus B ) este o pitică albă masivă  , o stea care a părăsit secvența principală și nu mai produce energie prin fuziune . Ele orbitează unul pe celălalt cu o perioadă de 21,7 zile la o distanță medie de aproximativ 31 de milioane de km , sau 0,21 unități astronomice (UA) una de cealaltă, ceea ce este mai mică decât raza orbitei lui Mercur .

IK Pegasus B  este cel mai apropiat candidat cunoscut pentru o viitoare supernovă . De îndată ce steaua principală a sistemului începe să se transforme într-o gigantă roșie , aceasta va crește până la o rază în care pitica albă poate crește masa prin acumularea de materie din învelișul gazos expandat. Când o pitică albă atinge limita Chandrasekhar de 1,44 mase solare , poate exploda ca o supernovă de tip Ia [12] .

Istoricul observațiilor

Pentru prima dată, această stea a fost catalogată în 1862 , atingând Revista Bonn sub numărul BD +18°4794B. Mai târziu, în 1908, a apărut în Harvard Revised Catalog ca HR 8210 [13] . Denumirea IK Pegasus a fost atribuită după ce a fost descoperită variabilitatea acestuia, în conformitate cu nomenclatura pentru desemnarea stelelor variabile propusă de Friedrich Argelander .

Studiul caracteristicilor spectrale ale acestei stele a arătat o schimbare caracteristică a liniilor de absorbție în sistemul binar . Această schimbare are loc pe măsură ce steaua se mișcă pe orbită, mai întâi spre observator și apoi departe de observator, creând o schimbare periodică Doppler în liniile spectrale. Măsurătorile acestei deplasări permit astronomilor să determine viteza orbitală relativă a cel puțin uneia dintre stele, chiar dacă nu sunt în măsură să rezolve componentele individuale [14] .

În 1927, astronomul canadian William E. Harper a folosit această metodă pentru a determina perioada orbitală a binarului spectroscopic IK Pegasus și a descoperit că este de 21,724 de zile . În plus, el a presupus inițial că excentricitatea orbitei este de 0,027. (Estimările ulterioare arată că excentricitatea este efectiv zero, ceea ce indică o orbită circulară) [12] . Viteza maximă a componentei principale de-a lungul liniei de vedere de la Pământ este de 41,5 km/s [15] .

Distanța până la sistemul IK Pegasus poate fi măsurată direct din observațiile paralaxei stelei , deoarece este suficient de aproape. Această schimbare periodică a fost măsurată cu mare precizie de satelitul astrometric Hipparcos , ceea ce a făcut posibilă estimarea distanței până la stea la 150 ± 5 ani lumină [16] . Hipparcos a măsurat, de asemenea, mișcarea corectă a acestui sistem (mică deplasare unghiulară a lui IK Pegasus pe cer datorită mișcării sale în spațiu)

Distanța cunoscută și mișcarea adecvată a sistemului fac posibilă estimarea vitezei transversale a lui IK Pegasus , care sa dovedit a fi de 16,9 km/s [nb 3] . A treia componentă a mișcării, viteza radială, poate fi calculată din deplasarea medie către partea roșie sau albastră a spectrului stelar. Catalogul general al vitezelor radiale stelare ( Catalog of Stellar Radial Velocities ) indică faptul că viteza radială pentru acest sistem este -11,4 km/s [17] . Combinația de mișcări radiale și transversale dă o viteză spațială de 20,4 km/s față de Soare [nb 4] .

În 2000, s-a încercat să fotografieze componentele individuale ale acestui sistem binar folosind Telescopul Spațial Hubble , dar stelele erau prea aproape pentru a fi rezolvate individual [18] . Măsurătorile recente efectuate de observatorul orbital de ultraviolete EUVE ( Extreme Ultraviolet Explorer ) au dat o estimare mai precisă a perioadei orbitale de 21,72168(9) zile [19] . Se presupune că înclinarea planului orbitei sistemului față de linia de vedere este aproape de 90 °, adică poate fi văzută de pe Pământ aproape la margine. În acest caz, este posibil să se observe eclipse periodice ale componentei principale de către o pitică albă [8] .

IK Pegasus A

Diagrama Hertzsprung-Russell arată relația dintre luminozitate și indicele de culoare pentru multe stele. IK Peg A se află în prezent pe secvența principală , adică aparține grupului de stele în care eliberarea de energie este asigurată de arderea termonucleară a hidrogenului . Cu toate acestea, IK Peg A se află într-o bandă îngustă, aproape verticală pe diagrama Hertzsprung-Russell, care este cunoscută sub numele de bandă de instabilitate . Luminozitatea stelelor din această bandă fluctuează ca urmare a pulsațiilor periodice ale suprafeței stelei [21] .

Pulsările apar ca urmare a unui proces numit mecanism kappa . O parte din atmosfera exterioară a stelei devine optic optic datorită ionizării parțiale a elementelor individuale. Atunci când acești atomi pierd un electron , este mai probabil să absoarbă energie. Acest lucru duce la o creștere a temperaturii, ceea ce duce la extinderea atmosferei. Atmosfera expandată devine mai puțin ionizată și pierde energie, determinând-o să se răcească și să se micșoreze. Ca urmare a acestui ciclu, apar pulsații periodice ale atmosferei și modificări corespunzătoare ale luminozității [21] .

Stelele din zona fâșiei de instabilitate care traversează secvența principală se numesc variabile Delta Scuti (δ Sct). Astfel de variabile, pentru care Delta Scuti a devenit prototipul , sunt de obicei stele de tip spectral de la A2 la F8 și clasa de luminozitate de la III ( subgiganți ) la V (stele din secvența principală). Aceste stele sunt variabile de scurtă perioadă, cu pulsații regulate între 0,025 și 0,25 zile. Stelele de tip δ Sct au o abundență de elemente grele, asemănătoare cu soarele (vezi Metalicitatea ), și o masă de 1,5 până la 2,5 M ⊙ [22] . Frecvența pulsațiilor IK Pegasus A a fost estimată la 22,9 cicluri pe zi sau o dată la 63 de minute [4] .

Astronomii definesc metalicitatea unei stele ca fiind prezența în atmosfera sa a unor elemente chimice care au un număr atomic mai mare decât heliul (toate acestea sunt numite metale în astrofizică). Această valoare este măsurată folosind analiza spectrală a atmosferei și apoi estimată în comparație cu rezultatele modelelor stelare precalculate. În cazul lui IK Pegasus A , metalicitatea [M/H] este 0,07±0,20. O astfel de înregistrare dă logaritmul raportului dintre abundența metalelor (M) și hidrogenul (H), minus logaritmul metalicității Soarelui. (Astfel, dacă steaua are aceeași metalitate ca Soarele, atunci valoarea logaritmului va fi zero). În cadrul erorii, metalicitatea lui IK Pegasus A coincide cu cea solară.

Spectrul de stele precum IK Peg A prezintă linii Balmer puternice de hidrogen împreună cu linii de absorbție ale metalelor ionizate, inclusiv liniile K de calciu ionizat (Ca II) la 393,3 nm [23] . Spectrul IK al Peg A este clasificat ca Am marginal (sau "Am: "); aceasta înseamnă că spectrul acestei stele prezintă linii de absorbție a metalelor oarecum îmbunătățite în comparație cu o stea tipică de clasă A [5] . Stelele de tip spectral Am sunt adesea membre ale sistemelor binare apropiate cu un însoțitor de aproximativ aceeași masă ca cea observată în cazul lui IK Pegasus [24] .

Stelele de tip spectral A sunt mai fierbinți și mai masive decât Soarele, dar, ca urmare, durata de viață a unei stele din secvența principală este în mod corespunzător mai scurtă. Pentru o stea cu o masă similară cu IK Peg A (1,65 solar), durata de viață estimată a secvenței principale este de 2-3 miliarde de ani , ceea ce reprezintă aproximativ jumătate din vârsta actuală a Soarelui [25] .

În ceea ce privește masa, cea mai apropiată stea analogică de același tip spectral și tip de variabilitate este Altair , relativ tânără, a cărei masă este de 1,7 M ⊙ . În general, sistemul binar are unele asemănări cu Sirius , care constă dintr-o stea principală din clasa spectrală A și o pitică albă însoțitoare. Cu toate acestea, Sirius A este o stea mai masivă decât IK Pegasus A , iar orbita însoțitorului său este mult mai mare, cu o semi- axă majoră de 20 UA. e.

IK Pegasus B

Steaua însoțitoare IK Pegasi B este o pitică albă densă. Stelele din această clasă au ajuns la sfârșitul vieții și nu mai produc energie prin fuziune nucleară. În schimb, în ​​circumstanțe normale, o pitică albă va radia în mod constant excesul de energie, devenind mai rece și mai slabă, de-a lungul multor miliarde de ani [26] .

Pre-evoluție

Aproape toate stelele de masă mică și medie (mai puțin de aproximativ 9 mase solare) în cele din urmă, după ce și-au epuizat rezervele de hidrogen, devin pitice albe [27] . Astfel de stele își petrec cea mai mare parte a vieții „active” în secvența principală. Timpul pe care îl petrec pe secvența principală depinde în primul rând de masa lor: durata de viață scade odată cu creșterea masei [28] . Astfel, IK Peg B trebuie să fi fost mai masiv decât componenta A înainte de a deveni o pitică albă . Steaua părinte IK Peg B se crede că a avut o masă între 5 și 8 mase solare [12] .

După ce combustibilul cu hidrogen din miezul strămoșului IK Peg B a fost epuizat, s-a transformat într-o gigantă roșie. Miezul interior s-a micșorat până la punctul în care a început arderea hidrogenului în carcasa din jurul miezului de heliu. Pentru a compensa creșterea temperaturii, învelișul exterior sa extins de multe ori pe raza pe care o avea steaua în timpul secvenței principale. Când temperatura și densitatea la care ar putea începe arderea heliului au fost atinse în miez , gigantul a trecut la ramura orizontală a diagramei Hertzsprung-Russell. Fuziunea heliului formează un miez inert compus din carbon și oxigen. Când heliul din miez s-a epuizat, în jurul lui a apărut o înveliș de heliu arzând, în plus față de carcasa de hidrogen care arde, iar steaua a intrat în așa-numita ramură gigant asimptotică sau AGB. (Aceasta este ramura care merge în colțul din dreapta sus al diagramei Hertzsprung-Russell). Dacă steaua avea o masă suficientă, atunci arderea carbonului în miez poate începe și producerea de oxigen , neon și magneziu ca urmare a acestei arderi [29] [30] [31] .

Învelișul exterior al unei gigante roșii sau stele AVG se poate extinde la câteva sute de raze solare, până la 0,5 miliarde km (3 AU) , ca în cazul stelei AVG pulsatoare Mira [32] . Această distanță este cu mult peste distanța medie actuală dintre două stele din sistemul IK Pegasus , așa că în această perioadă de timp cele două stele au împărtășit un înveliș comun. Ca urmare, atmosfera lui IK Pegasus A s-ar putea să fi fost îmbogățită în izotopi ai diferitelor elemente [8] .

Un timp mai târziu, s-a format un miez inert de oxigen-carbon (sau oxigen-magneziu-neon), iar fuziunea termonucleară a început să aibă loc în două învelișuri concentrice care înconjoară miezul; hidrogenul a început să ardă în învelișul exterior, iar heliul în jurul miezului inert. Totuși, această fază de ardere în învelișul dublu este instabilă, ceea ce a dus la impulsuri termice care au provocat ejecții de masă la scară mare din învelișul exterior al stelei [33] . Din acest material ejectat sa format un nor imens numit nebuloasă planetară . Întregul înveliș de hidrogen a fost ejectat din stea, cu excepția unei mici părți din jurul rămășiței - o pitică albă, care constă în principal dintr-un miez inert [34] .

Proprietăți și structură

IK Pegasus B poate fi compus în întregime din carbon și oxigen, dar poate, de asemenea, dacă arderea carbonului a început în steaua sa progenitoare , poate avea un miez de oxigen-neon înconjurat de o înveliș îmbogățit în carbon și oxigen [35] [36] . În orice caz, exteriorul IK Peg B este acoperit cu o atmosferă de hidrogen aproape pur, ceea ce face posibilă clasificarea acestei pitici albe ca tip spectral DA . Datorită masei atomice mai mari , heliul din înveliș se va „cufunda” în stratul de hidrogen [7] . Masa totală a unei stele este limitată de presiunea gazului degenerat de electroni  , un efect mecanic cuantic care limitează cantitatea de materie care poate fi strânsă într-un anumit volum.

Estimând masa lui IK Pegasus B la 1,15 mase solare, astronomii consideră că este o pitică albă foarte masivă [nb 5] . Deși raza sa nu este observată direct, ea poate fi estimată din relațiile teoretice cunoscute dintre masa și raza unei pitice albe [37] , ceea ce dă o valoare de aproximativ 0,6% din raza Soarelui [7] (o altă sursă oferă o valoare de 0,72%, astfel încât să rămână o oarecare incertitudine în acest rezultat) [4] . Astfel, această stea cu o masă mai mare decât soarele este închisă într-un volum mai mic decât cel al Pământului, ceea ce indică densitatea extrem de mare a acestui obiect [nb 6] .

Pitica albă masivă și în același timp compactă oferă o forță puternică de gravitație pe suprafața stelei. Astronomii au desemnat această cantitate în termeni de logaritm zecimal al forței gravitaționale în unități CGS , sau lg g . Pentru IK Pegasus, B lg g este 8,95 [7] . Pentru comparație, lg g pe Pământ este 2,99. Astfel, forța gravitației de pe suprafața lui IK Pegasus B este de peste 900.000 de ori mai mare decât forța gravitațională de pe Pământ [nb 7] .

Temperatura efectivă de suprafață a lui IK Pegasi B este estimată la 35 500 ± 1500 K [8] , ceea ce îl face o sursă puternică de radiații ultraviolete [7] [nb 8] . În absența unui însoțitor, această pitică albă s-ar răci treptat (de-a lungul miliardelor de ani), în timp ce raza ei ar rămâne practic neschimbată [38] .

Evoluția viitoare a sistemului binar

În 1993, David Wonnacott , Barry J. Kellett și David J. Stickland au propus că sistemul IK Pegasus ar putea deveni în cele din urmă o supernovă de tip Ia sau o variabilă cataclismică [12] . La 150 de ani lumină distanță, este cea mai apropiată supernova candidată de Pământ. Cu toate acestea, va dura timp pentru ca sistemul să evolueze până la o stare în care poate avea loc o explozie de supernovă. În acest timp, se va deplasa la o distanță considerabilă de Pământ.

Va veni un moment în care IK Pegasus A va ieși din secvența principală și va începe să se transforme într-o gigantă roșie. Învelișul unei stele roșii poate crește la o dimensiune semnificativă, de 100 de ori raza sa actuală. Când învelișul exterior al IK Peg A ajunge la lobul Roche al însoțitorului său , un disc de acreție gazoasă va începe să se formeze în jurul piticii albe. Acest gaz, constând în principal din hidrogen și heliu, se va acumula pe suprafața satelitului. Transferul de masă între stele va duce, de asemenea, la abordarea lor reciprocă [39] .

Gazul acumulat pe suprafața piticii albe va începe să se micșoreze și să se încălzească. La un moment dat în gazul acumulat, se pot dezvolta condițiile necesare arderii termonucleare a hidrogenului, iar cele mai puternice explozii termonucleare care au început vor mătura o parte din gaz de pe suprafața piticii albe. Acest lucru va duce la modificări periodice catastrofale ale luminozității sistemului IK Pegasus : va crește rapid cu câteva ordine de mărime pe parcursul mai multor zile sau luni [40] . Un exemplu de astfel de stea este sistemul RS Ophiuchus  , o stea binară formată dintr-o gigantă roșie și o pitică albă însoțitoare. RS Ophiuchi este o nova repetată care a experimentat cel puțin șase izbucniri de fiecare dată când acumularea atinge masa critică de hidrogen necesară pentru a produce o explozie colosală [41] [42] .

Este foarte posibil ca IK Pegasus să se dezvolte pe un model similar [41] . Cu toate acestea, chiar și în explozii termonucleare atât de puternice, este implicată doar o parte din gazul acumulat: cealaltă parte fie este aruncată în spațiu, fie rămâne pe suprafața piticii albe. Astfel, cu fiecare ciclu, o pitică albă poate crește constant în masă și poate continua să acumuleze o înveliș de hidrogen în jurul ei [43] .

Un model alternativ care permite unei pitici albe să acumuleze în mod constant masă fără a erupe se numește sursa de raze X super moale CBSS [ en . În acest scenariu, rata de transfer de masă către pitica albă într-un binar apropiat este de așa natură încât hidrogenul primit arde treptat prin fuziune pentru a deveni heliu. Această categorie de surse de raze X supersoft constă din pitice albe de masă mare cu temperaturi de suprafață foarte ridicate ( 0,5–1 milion K [44] ) [45] .

Dacă, în timpul transferului de masă prin acreție, masa piticii albe atinge limita Chandrasekhar de 1,44 M ⊙ , presiunea gazului de electroni degenerați nu va mai susține pitica albă și aceasta se va prăbuși. Dacă nucleul este compus în principal din oxigen, neon și magneziu, atunci pitica albă prăbușită este capabilă să formeze o stea neutronică. În acest caz, doar o parte din masa stelei va fi ejectată ca urmare a exploziei [46] . Dacă miezul este carbon-oxigen, atunci creșterea presiunii și a temperaturii va începe să ardă carbonul în centrul stelei chiar înainte de a atinge limita Chandrasekhar. Rezultatul dramatic al acestui lucru va fi lansarea unei reacții de fuziune termonucleară, în care o parte semnificativă a materiei stelei va intra într-un timp scurt. Acest lucru va fi suficient pentru ca steaua să devină o supernovă de tip Ia [47] într-o explozie catastrofală .

O astfel de explozie de supernovă ar putea reprezenta o amenințare pentru viața de pe Pământ. Componenta principală a stelei, IK Peg A , este puțin probabil să devină o gigantă roșie în viitorul apropiat. După cum sa arătat mai devreme, viteza spațială a stelei în raport cu Soarele este de 20,4 km/s. Acest lucru este echivalent cu deplasarea pe o distanță de un an lumină la fiecare 14.700 de ani . De exemplu, după 5 milioane de ani, steaua se va îndepărta de Soare cu mai mult de 500 de ani lumină. Nu se crede că supernovele de tip Ia de peste o mie de parsecs ( 3300 de ani lumină) afectează viața de pe Pământ. [48] ​​.

După o explozie, o pitică albă supernova se poate prăbuși complet sau poate pierde doar o parte din masa sa, iar în învelișul în expansiune, dezintegrarea radioactivă a nichelului va începe în cobalt și mai departe în fier , care va furniza energie pentru strălucirea carcasei. Sistemul binar se poate dezintegra ca urmare a exploziei. De acum înainte, IK Pegasus B , dacă va supraviețui, va evolua ca o pitică albă solitara. Viteza spațială relativă a rămășiței stelei donatoare IK Pegasus A ejectată din sistem poate ajunge la 100-200 km/s , ceea ce o va plasa printre stele cu cea mai rapidă mișcare din galaxie . Evoluția ulterioară a lui IK Peg A va fi aproape aceeași cu cea a însoțitorului său: după ce a trecut de stadiul de gigantă roșie, își va renunța la învelișul exterior și va deveni o pitică albă cu mișcare rapidă [49] [50] . O explozie de supernovă va crea, de asemenea, un înveliș de gaz și praf în expansiune care se va contopi în cele din urmă cu mediul interstelar din jur [51] .

Note

1. ↑ Mărimea absolută M v = V + 5 (log π + 1) = 2,762, unde V  este mărimea aparentă și π  este paralaxa. Vezi: Taylor, Roger John. Stelele: structura și evoluția lor . - Cambridge University Press , 1994. - P.  16 . — ISBN 0521458854 . (Engleză)  
2. ↑ 1 2 Calculat din ( L / L ☉ ) = ( R / R ☉ ) 2 ( Teff / T ☉ ) 4 , unde L  este luminozitatea, R  este raza și T eff este temperatura  efectivă a stelei, indicele ☉ se referă la parametrii corespunzători Soare. A se vedea: Krimm, Hans Luminosity, Radius and Temperature (engleză) (link nu este disponibil) . Colegiul Hampden-Sydney (19 august 1997). Arhivat din original pe 8 mai 2003.   
3. ↑ Mișcarea proprie totală este dată astfel:  miimi de secundă de arc/an, unde și sunt componentele mișcării adecvate în ascensiune dreaptă și, respectiv, în declinare. Ca urmare, viteza laterală:  km, unde d  este distanța în parsecs. Vezi: Majewski, Steven R. Stellar Motions (engleză) (link nu este disponibil) . Universitatea din Virginia (2006). Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012.   
4. ↑ Din teorema lui Pitagora , viteza totală ar fi:  km/s, unde V r și V t  sunt viteza radială și, respectiv, transversală.
5. ↑ Masele piticelor albe sunt concentrate în jurul unei valori medii a masei de 0,58 mase solare și doar 2% din toate piticele albe au o masă egală sau mai mare decât masa Soarelui. Vezi:
   Holberg, JB; Barstow, M.A.; Bruhweiler, F.C.; Cruise, A.M.; Penny, AJ Sirius B: O viziune nouă, mai precisă  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1998. - Vol. 497 , nr. 2 . - P. 935-942 . - doi : 10.1086/305489 .  (Engleză)
6. ↑ R * = 0,006 R ☉ = 0,006 7⋅10 8 m = 4200 km.
7. ↑ Forța gravitației pe suprafața Pământului este de 9,780 m/s 2 , sau 978,0 cm/s 2 în unități CGS. De aici: Logaritmul raportului gravitației este 8,95 − 2,99 = 5,96. Prin urmare, raportul gravitațional este 105,96 ≈ 912000 .
8. ↑ Din legea deplasării lui Wien , energia de radiație a unui corp absolut negru este maximă la o temperatură dată la o lungime de undă λ b \u003d (2,898⋅10 6 nm K) / (35.500 K) ≈ 82 nm , care se află în ultravioletul îndepărtat parte a spectrului electromagnetic .

1. ↑ Object and Aliases  (engleză)  (link nu este disponibil) . Observații NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet . Arhivat din original la 30 iunie 2012.
2. ↑ IK Pegasi  . Alcyone.de. Arhivat din original la 30 iunie 2012.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Rezultat interogare SIMBAD : HD 204188 -- Binar spectroscopic  . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques din Strasbourg. Arhivat din original la 30 iunie 2012. — Notă: unii parametri au fost obținuți făcând clic pe butonul „Afișează toate măsurătorile”.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd. Activitate pulsațională pe Ik-Pegasi  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  . - Oxford University Press , 1994. - Vol. 267 , nr. 4 . - P. 1045-1052 . Arhivat din original pe 20 noiembrie 2017.  (Engleză)
5. ↑ 1 2 Kurtz, DW Metallicism and pulsation - The marginal metalic line stars  (Eng.)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1978. - Vol. 221 . - P. 869-880 . - doi : 10.1086/156090 . Arhivat din original pe 3 noiembrie 2017.  (Engleză)
6. ↑ 1 2 3 B. Smalley, K.C. Smith, D. Wonnacott, C.S. Allen. Compoziția chimică a IK Pegasi  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  . - Oxford University Press , 1996. - Vol. 278 , nr. 3 . - P. 688-696 . Arhivat din original pe 14 noiembrie 2017.  (Engleză)
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. - Vol. 270 , nr. 3 . - P. 516 . Arhivat din original pe 20 noiembrie 2017.  (Engleză)
8. ↑ 1 2 3 4 5 Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. Companionii pitici albi fierbinți ai HR 1608, HR 8210 și HD 15638  // Publicațiile Societății Astronomice din Pacific  : jurnal  . - 1999. - Vol. 105 , nr. 690 . - P. 841-847 . - doi : 10.1086/133242 . Arhivat din original pe 26 februarie 2008.  (Engleză)
9. ↑ Catalogul general Skiff BA al clasificărilor spectrale stelare (Versiunea 2013-Jul) - 2014. - Vol. 1. - S. 2023.
10. ↑ Barstow M. A., Barstow J. K. , Casewell S. L., Holberg J. B., Hubeny I. Evidence for an external origin of heavy elements in hot DA white  Dwarfs // Lun . Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - 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. Vitezele de rotație ale stelelor de tip A în emisfera nordică. II. Măsurarea v sini  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2002. - Vol. 393, Iss. 3. - P. 897-911. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020943 - arXiv:astro-ph/0205255
12. ↑ 1 2 3 4 Wonnacott, D.; Kellett, BJ; Stickland, DJ IK Peg - Un sistem apropiat, de scurtă perioadă, asemănător lui Sirius  (engleză)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 1993. - Vol. 262 , nr. 2 . - P. 277-284 . Arhivat din original pe 7 ianuarie 2016.  (Engleză)
13. ↑ Pickering, Edward Charles. Fotometrie Harvard revizuită: un catalog al pozițiilor, magnitudinilor fotometrice și spectrelor a 9110 stele, în principal cu magnitudinea 6,50 și mai strălucitoare observate cu fotometrele meridiane de 2 și 4 inci  //  Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College : journal. - 1908. - Vol. 50 . — P. 182 . Arhivat din original pe 31 august 2019.  (Engleză)
14. ↑ Personal. Binare spectroscopice  . Universitatea din Tennessee. Arhivat din original la 30 iunie 2012.
15. ↑ Harper, W.E. Orbitele lui A Persei și HR 8210  // Publicații ale Observatorului Astrofizic Dominion. - 1927. - T. 4 . - S. 161-169 . Arhivat din original pe 7 aprilie 2006.  (Engleză)
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. Catalogul HIPPARCOS  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 1997. - Vol. 323 . -P.L49- L52 .  (Engleză)
17. ↑ Wilson, Ralph Elmer. Catalogul general al vitezelor radiale stelare . - Instituția Carnegie din Washington, 1953. Arhivat 5 octombrie 2018 la Wayback Machine 
18. ↑ Burleigh, M.R.; Barstow, M.A.; Bond, H.E.; Holberg, JB (28 iulie–1 august 2001). „Rezolvarea binarelor asemănătoare lui Sirius cu telescopul spațial Hubble” . În Provencal, JL; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S. Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs . San Francisco: Societatea de Astronomie din Pacific. p. 222. ISBN 1-58381-058-7 . Arhivat din original pe 14.11.2017. Parametru depreciat folosit |deadlink=( ajutor );Verificați data la |date=( ajutor în engleză ) (Engleză)
19. ↑ Vennes, S.; Christian, DJ; Thorstensen, JR Piticii albi fierbinți în sondajul Extreme-Ultraviolet Explorer. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1998. - Vol. 502 , nr. 2 . - P. 763-787 . - doi : 10.1086/305926 .  (link nu este disponibil  )
20. ↑ Pentru o explicație a exact această culoare a stelelor, vezi: The Color of Stars  (ing.) . Australia Telescope Outreach and Education (21 decembrie 2004). Arhivat din original pe 24 august 2011.
21. ↑ 1 2 A. Gautschy, H. Saio. Pulsări stelare în diagrama HR: partea 1   // Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii. - Recenzii anuale , 1995. - Vol. 33 . - P. 75-114 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 . Arhivat din original pe 29 februarie 2008.  (Engleză)
22. ↑ Templeton, Matthew Variable Star of the Season: Delta Scuti și variabilele Delta Scuti (link nu este disponibil) . AAVSO (2004). Arhivat din original pe 28 octombrie 2004. (nedefinit) 
23. ^ Smith , Spectrele stelare ale genelor . Universitatea din California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences (16 aprilie 1999). Arhivat din original la 30 iunie 2012. 
24. ↑ JG Mayer, J. Hakkila. Efectele fotometrice ale binarității asupra culorilor AM Star Broadband   // Buletinul Societății Americane de Astronomie : jurnal. - Societatea Americană de Astronomie , 1994. - Vol. 26 . - P. 868 . Arhivat din original pe 3 noiembrie 2017.  (Engleză)
25. ↑ Anonim. Vieți  stelare . Universitatea de Stat din Georgia (2005). Arhivat din original la 30 iunie 2012.
26. ↑ Personal. Pitice albe și  nebuloase planetare . Centrul Harvard-Smithsonian pentru Astrofizică (29 august 2006). Arhivat din original la 30 iunie 2012.
27. ↑ Heger, A.; Fryer, C.L.; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH §3, Cât de masive stele singure își termină viața  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2003. - Vol. 591 , nr. 1 . - P. 288-300 . - doi : 10.1086/375341 . Arhivat din original pe 27 august 2018.  (Engleză)
28. ^ Seligman, Courtney Diagrama de masă-luminozitate și durata de viață a stelelor din secvența principală  ( 2007). Arhivat din original la 30 iunie 2012.
29. ↑ Personal. Evoluția stelară - Cicluri de formare și  distrugere . Centrul Harvard-Smithsonian pentru Astrofizică (29 august 2006). Arhivat din original la 30 iunie 2012.
30. ↑ Richmond, Michael Stadiile târzii de evoluție pentru stelele de masă mică  (în engleză)  (link nu este disponibil) . Institutul de Tehnologie Rochester (5 octombrie 2006). Arhivat din original la 30 iunie 2012.
31. ↑ Darling, David Carbon burning  (engleză)  (link nu este disponibil) . Enciclopedia științei pe Internet. Arhivat din original la 30 iunie 2012.
32. ↑ Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. Hubble separă stelele în sistemul binar  Mira . Centrul de știri HubbleSite (6 august 1997). Arhivat din original la 30 iunie 2012.
33. ↑ Oberhummer, H.; Csoto, A.; Schlattl, H. Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe  (Engleză)  // Science : journal. - 2000. - Vol. 289 , nr. 5476 . - P. 88-90 . - doi : 10.1126/science.289.5476.88 . — PMID 10884230 . Arhivat din original pe 15 septembrie 2009.  (Engleză)
34. ↑ Iben, Icko, Jr. Evoluția stelelor unice și binare  (engleză)  // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1991. - Vol. 76 . - P. 55-114 . - doi : 10.1086/191565 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.  (Engleză)
35. ↑ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. Despre formarea piticelor albe oxigen-neon în sisteme binare apropiate  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - Științe EDP , 2001. - Vol. 375 . - P. 87-99 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010828 . Arhivat din original pe 14 noiembrie 2017.  (Engleză)
36. ↑ Woosley, SE; Heger, A. Evoluția și explozia stelelor masive  // ​​Reviews of Modern Physics. - 2002. - T. 74 , nr 4 . - S. 1015-1071 . - doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . Arhivat din original pe 29 septembrie 2007.  (Engleză)
37. ↑ Estimarea parametrilor stelare din Energy Equipartition  . biți de știință. Arhivat din original la 30 iunie 2012.
38. ↑ Imamura, James N. Cooling of White Dwarfs  (engleză)  (link indisponibil) . Universitatea din Oregon (24 februarie 1995). Arhivat din original la 27 februarie 1997.
39. ↑ KA Postnov, LR Yungelson. Evoluția sistemelor stelelor binare compacte  (engleză)  (link indisponibil) . Recenzii vii în relativitate (2006). Arhivat din original la 30 iunie 2012.
40. ↑ Malatesta, K.; Davis, K. Variable Star of the Month: A Historical Look at Novae  (engleză)  (link indisponibil) . AAVSO (mai 2001). Arhivat din original pe 6 noiembrie 2003.
41. ↑ 1 2 Malatesta, Kerri R. S. Ophiuchi . VSOccessdate = (mai 2000). Arhivat din original la 30 iunie 2012. (nedefinit)
42. ↑ Hendrix, Susan Oamenii de știință văd Storm Before the Storm în Future  Supernova . NASA (20 iulie 2007). Arhivat 12 mai 2020.
43. ↑ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. Evoluția sistemelor binare stea cu secvență principală + pitică albă către supernove de tip Ia  (engleză)  // Astronomie și astrofizică  : jurnal. - EDP Sciences , 2000. - Vol. 362 . - P. 1046-1064 . Arhivat din original pe 9 noiembrie 2017.  (Engleză)
44. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). „Despre evoluția binarelor care interacționează care conțin o pitică albă” . În Gansicke, BT; Beuermann, K.; Rein, K. The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings . San Francisco, California: Societatea Astronomică a Pacificului. p. 252. Arhivat din original la 03.11.2017. Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor ) (Engleză)
45. ↑ Di Stefano, Rosanne (28 februarie–1 martie 1996). „Surse luminoase de raze X supersoft ca progenitori ai supernovelor de tip Ia” . În J. Greiner. Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources . Garching, Germania: Springer-Verlag. ISBN 3-540-61390-0 . Arhivat din original (PDF) la 23.10.2007. Verificați data la |date=( ajutor în engleză ) Arhivat pe 23 octombrie 2007 la Wayback Machine 
46. ↑ Fryer, C.L.; Nou , scenariu de colaps KCB 2.1  . Unde gravitaționale de la colapsul gravitațional . Max-Planck-Gesellschaft (24 ianuarie 2006). Arhivat din original la 30 iunie 2012.
47. ↑ Personal. Evoluția stelară - Cicluri de formare și  distrugere . Centrul Harvard-Smithsonian pentru Astrofizică (29 august 2006). Arhivat din original la 30 iunie 2012.
48. ↑ Richmond, Michael Va pune o supernova din apropiere în pericol viața pe Pământ?  (engleză) (TXT)  (link indisponibil) (8 aprilie 2005). Arhivat din original la 30 iunie 2012. Secțiunea 4.
49. ↑ Hansen, Brad MS Tip Ia Supernove și High-Velocity White Dwarfs  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2003. - Vol. 582 , nr. 2 . - P. 915-918 . - doi : 10.1086/344782 . Arhivat din original pe 20 noiembrie 2017.  (Engleză)
50. ↑ Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. Explozii de supernova de tip Ia în sistemele binare: impactul asupra stelei secundare și consecințele sale  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2000. - Vol. 128 . - P. 615-650 . - doi : 10.1086/313392 . Arhivat din original pe 3 martie 2008.  (Engleză)
51. ↑ Personal. Introducere în Supernova Remnants  . NASA/Goddard (7 septembrie 2006). Arhivat din original pe 11 mai 2012.

Link -uri

• Davies, Ben Supernova events  (engleză) (2006). Arhivat din original pe 26 mai 2012.
• Tzekova, Svetlana Yordanova IK Pegasi (HR 8210)  (engleză) . ESO (Organizația Europeană pentru Cercetări Astronomice în Emisfera Sudică) (2004). Arhivat din original pe 26 mai 2012.