IK Pegasus

IK Pegas (IK Pegasi, zkr. IK Peg nebo HR 8210 ) je dvojitá hvězda v souhvězdí Pegasa . Nachází se ve vzdálenosti asi 150 světelných let od sluneční soustavy a jeho svítivost je dostatečná k tomu, aby byla viditelná pouhým okem .

Hlavní složka ( IK Pegasus A ) je hvězda hlavní posloupnosti spektrálního typu A, která je klasifikována jako proměnná hvězda typu Delta Scuti a vykazuje mírné pulzace jasnosti s frekvencí změny jasnosti přibližně 22,9krát za den [4] . Její společník ( IK Pegasus B ) je masivní bílý trpaslík  , hvězda, která opustila hlavní posloupnost a již nevyrábí energii fúzí . Vzájemně obíhají s periodou 21,7 dne v průměrné vzdálenosti asi 31 milionů km , neboli 0,21 astronomických jednotek (AU) od sebe, což je méně než poloměr oběžné dráhy Merkuru .

IK Pegasus B  je nejbližší známý kandidát na budoucí supernovu . Jakmile se hlavní hvězda soustavy začne proměňovat v červeného obra , poroste do poloměru, kde může bílý trpaslík zvětšovat hmotu akrecí hmoty z expandovaného plynného obalu. Když bílý trpaslík dosáhne Chandrasekharova limitu 1,44 hmotností Slunce , může explodovat jako supernova typu Ia [12] .

Historie pozorování

Poprvé byla tato hvězda katalogizována v roce 1862 a do Bonn Review se dostala pod číslem BD +18°4794B. Později, v roce 1908, se objevil v Harvardském revidovaném katalogu jako HR 8210 [13] . Označení IK Pegasus bylo přiděleno poté, co byla objevena jeho variabilita, v souladu s nomenklaturou pro označení proměnných hvězd navrženou Friedrichem Argelanderem .

Studium spektrálních vlastností této hvězdy ukázalo charakteristický posun absorpčních čar ve dvojhvězdném systému . K tomuto posunu dochází, když se hvězda pohybuje na své oběžné dráze, nejprve směrem k pozorovateli a poté pryč od pozorovatele, čímž dochází k periodickému Dopplerovu posunu ve spektrálních čarách. Měření tohoto posunutí umožňuje astronomům určit relativní oběžnou rychlost alespoň jedné z hvězd, i když nejsou schopni rozlišit jednotlivé složky [14] .

V roce 1927 kanadský astronom William E. Harper použil tuto metodu k určení oběžné doby spektroskopické dvojhvězdy IK Pegasus a zjistil, že je 21,724 dne . Původně navíc předpokládal, že excentricita oběžné dráhy je 0,027. (Pozdější odhady ukazují, že excentricita je fakticky nulová, což svědčí o kruhové dráze) [12] . Maximální rychlost hlavní složky po linii viditelnosti ze Země je 41,5 km/s [15] .

Vzdálenost k systému IK Pegasus lze měřit přímo z pozorování paralaxy hvězdy , protože je dostatečně blízko. Tento periodický posun byl změřen s vysokou přesností astrometrickou družicí Hipparcos , která umožnila odhadnout vzdálenost ke hvězdě na 150 ± 5 světelných let [16] . Hipparcos také změřil správný pohyb tohoto systému (malé úhlové posunutí IK Pegasa na obloze kvůli jeho pohybu v prostoru)

Známá vzdálenost a správný pohyb systému umožňují odhadnout příčnou rychlost IK Pegasus , která se ukázala jako 16,9 km/s [nb 3] . Třetí složku pohybu, radiální rychlost, lze vypočítat z průměrného posunu směrem k červené nebo modré straně hvězdného spektra. Obecný katalog hvězdných radiálních rychlostí ( Catalog of Stellar Radial Velocities ) ukazuje, že radiální rychlost pro tento systém je -11,4 km/s [17] . Kombinace radiálních a příčných pohybů dává prostorovou rychlost 20,4 km/ s vzhledem ke Slunci [nb 4] .

V roce 2000 byl učiněn pokus vyfotografovat jednotlivé součásti tohoto binárního systému pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu , ale hvězdy byly příliš blízko na to, aby je bylo možné rozlišit jednotlivě [18] . Nedávná měření orbitální ultrafialové observatoře EUVE ( Extreme Ultraviolet Explorer ) poskytla přesnější odhad oběžné doby na 21,72168(9) dnů [19] . Předpokládá se, že sklon roviny oběžné dráhy systému k přímce pohledu je blízký 90°, to znamená, že je ze Země vidět téměř zboku. V tomto případě je možné pozorovat periodická zatmění hlavní složky bílým trpaslíkem [8] .

IK Pegasus A

Hertzsprung-Russell diagram ukazuje vztah mezi svítivostí a barevným indexem pro mnoho hvězd. IK Peg A je v současné době na hlavní posloupnosti , to znamená, že patří do skupiny hvězd, u kterých uvolňování energie zajišťuje termonukleární spalování vodíku . IK Peg A však leží v úzkém, téměř vertikálním pásmu na Hertzsprung-Russellově diagramu, který je známý jako pásmo nestability . Jasnost hvězd v tomto pásmu kolísá v důsledku periodických pulsací na povrchu hvězdy [21] .

K pulzacím dochází jako výsledek procesu zvaného kappa mechanismus . Část vnější atmosféry hvězdy se stává opticky neprůhlednou díky částečné ionizaci jednotlivých prvků. Když tyto atomy ztratí elektron , je pravděpodobnější, že absorbují energii. To vede ke zvýšení teploty, což vede k expanzi atmosféry. Rozšířená atmosféra se stává méně ionizovanou a ztrácí energii, což způsobuje její ochlazování a smršťování. V důsledku tohoto cyklu se objevují periodické pulzace atmosféry a odpovídající změny jasnosti [21] .

Hvězdy v oblasti pruhu nestability, který protíná hlavní sekvenci, se nazývají proměnné Delta Scuti (δ Sct). Takovými proměnnými, pro které se Delta Scuti stala prototypem , jsou obvykle hvězdy spektrálního typu od A2 do F8 a třídy svítivosti od III ( subgiants ) do V (hvězdy hlavní sekvence). Tyto hvězdy jsou krátkoperiodické proměnné s pravidelnými pulzacemi mezi 0,025 a 0,25 dne. Hvězdy typu δ Sct mají nadbytek těžkých prvků, podobně jako Slunce (viz Metallicita ), a hmotnost 1,5 až 2,5 M ⊙ [22] . Frekvence pulzací IK Pegasus A byla odhadnuta na 22,9 cyklů za den nebo jednou za 63 minut [4] .

Astronomové definují metalicitu hvězdy jako přítomnost chemických prvků v její atmosféře , které mají vyšší atomové číslo než helium (všem se v astrofyzice říká kovy). Tato hodnota je měřena pomocí spektrální analýzy atmosféry a následně odhadnuta v porovnání s výsledky předem vypočítaných modelů hvězd. V případě IK Pegasus A je metalicita [M/H] 0,07±0,20. Takový záznam udává logaritmus poměru množství kovů (M) k vodíku (H) mínus logaritmus metalicity Slunce. (Pokud má tedy hvězda stejnou metalicitu jako Slunce, pak bude hodnota logaritmu nula). V rámci chyby se metalicita IK Pegasus A shoduje se sluneční.

Spektrum hvězd jako IK Peg A ukazuje silné Balmerovy čáry vodíku spolu s absorpčními čarami ionizovaných kovů, včetně K čar ionizovaného vápníku (Ca II) při 393,3 nm [23] . IK spektrum Peg A je klasifikováno jako marginální Am (nebo "Am: "); to znamená, že spektrum této hvězdy vykazuje poněkud vylepšené linie absorpce kovu ve srovnání s typickou hvězdou třídy A [5] . Hvězdy spektrálního typu Am jsou často členy blízkých dvojhvězdných systémů se společníkem přibližně stejné hmotnosti, jako byl pozorován v případě IK Pegasa [24] .

Hvězdy spektrálního typu A jsou teplejší a hmotnější než Slunce, ale v důsledku toho je životnost hvězdy v hlavní posloupnosti odpovídajícím způsobem kratší. U hvězdy s hmotností podobnou IK Peg A (1,65 slunečního záření) je odhadovaná životnost hlavní posloupnosti 2-3 miliardy let , což je asi polovina současného stáří Slunce [25] .

Z hlediska hmotnosti je nám nejbližší analogovou hvězdou stejného spektrálního typu a typu proměnlivosti relativně mladý Altair , jehož hmotnost je 1,7 M ⊙ . Obecně má binární systém určité podobnosti se Siriusem , který se skládá z hlavní hvězdy spektrální třídy A a společníka bílého trpaslíka. Sirius A je však hmotnější hvězda než IK Pegasus A a oběžná dráha jeho společníka je mnohem větší, s polohlavní osou 20 AU. E.

IK Pegasus B

Společná hvězda IK Pegasi B je hustý bílý trpaslík. Hvězdy této třídy dosáhly konce svého života a již nevyrábějí energii prostřednictvím jaderné fúze. Místo toho bude za normálních okolností bílý trpaslík po mnoho miliard let neustále vyzařovat přebytečnou energii, bude chladnější a slabší [26] .

Předevoluce

Téměř všechny hvězdy o nízké a střední hmotnosti (méně než asi 9 hmotností Slunce) se nakonec po vyčerpání zásob vodíku stanou bílými trpaslíky [27] . Takové hvězdy tráví většinu svého „aktivního“ života v hlavní sekvenci. Množství času, které stráví v hlavní sekvenci, závisí především na jejich hmotnosti: s rostoucí hmotností se životnost snižuje [28] . IK Peg B tedy musel být masivnější než složka A , než se stal bílým trpaslíkem . Předpokládá se, že mateřská hvězda IK Peg B měla hmotnost mezi 5 a 8 hmotnostmi Slunce [12] .

Poté, co se vyčerpalo vodíkové palivo v jádře předchůdce IK Peg B , proměnil se v červeného obra. Vnitřní jádro se smrštilo do bodu, kdy začalo spalování vodíku v plášti obklopujícím jádro helia. Aby se kompenzovalo zvýšení teploty, vnější obal se mnohonásobně rozšířil přes poloměr, který měla hvězda, když byla na hlavní sekvenci. Když bylo v jádře dosaženo teploty a hustoty, při které mohlo spalování helia začít , obr přešel na horizontální větev Hertzsprung-Russellova diagramu. Fúze helia tvoří inertní jádro složené z uhlíku a kyslíku. Když bylo helium v ​​jádře vyčerpáno, objevil se kolem něj kromě hořícího vodíkového obalu i hořící heliový obal a hvězda vstoupila do takzvané asymptotické obří větve neboli AGB. (Toto je větev vedoucí do pravého horního rohu Hertzsprung-Russellova diagramu). Pokud by hvězda měla dostatečnou hmotnost, pak může začít spalování uhlíku v jádře a produkce kyslíku , neonu a hořčíku v důsledku tohoto hoření [29] [30] [31] .

Vnější obal rudého obra nebo AVG hvězdy se může roztáhnout na několik stovek slunečních poloměrů, až 0,5 miliardy km (3 AU) , jako v případě pulsující AVG hvězdy Mira [32] . Tato vzdálenost je daleko za současnou průměrnou vzdáleností mezi dvěma hvězdami v systému IK Pegasus , takže během tohoto časového období obě hvězdy sdílely společný obal. V důsledku toho mohla být atmosféra IK Pegasus A obohacena o izotopy různých prvků [8] .

O nějaký čas později se vytvořilo inertní jádro kyslík-uhlík (nebo kyslík-hořčík-neon) a ve dvou soustředných obalech obklopujících jádro začalo docházet k termonukleární fúzi; vodík začal hořet ve vnějším obalu a helium kolem inertního jádra. Tato fáze hoření ve dvojitém plášti je však nestabilní, což vedlo k tepelným impulsům, které způsobily rozsáhlé výrony hmoty z vnějšího obalu hvězdy [33] . Z tohoto vyvrženého materiálu se vytvořil obrovský mrak nazývaný planetární mlhovina . Z hvězdy byl vyvržen celý vodíkový obal, kromě malé části obklopující zbytek – bílého trpaslíka, který se skládá převážně z inertního jádra [34] .

Vlastnosti a struktura

IK Pegasus B může být složen výhradně z uhlíku a kyslíku, ale může mít také kyslíkovo-neonové jádro obklopené obalem obohaceným uhlíkem a kyslíkem , pokud hoření uhlíku začalo v jeho progenitorové hvězdě [35] [36] . V každém případě je vnější strana IK Peg B pokryta atmosférou téměř čistého vodíku, což umožňuje klasifikovat tohoto bílého trpaslíka jako DA spektrálního typu . Kvůli větší atomové hmotnosti se helium ve skořápce "potopí" ve vrstvě vodíku [7] . Celková hmotnost hvězdy je omezena tlakem elektronově degenerovaného plynu  , což je kvantově mechanický efekt , který omezuje množství hmoty, kterou lze vtěsnat do daného objemu.

Při odhadu hmotnosti IK Pegasus B na 1,15 hmotnosti Slunce jej astronomové považují za velmi hmotného bílého trpaslíka [nb 5] . Přestože jeho poloměr není přímo pozorován, lze jej odhadnout ze známých teoretických vztahů mezi hmotností a poloměrem bílého trpaslíka [37] , což udává hodnotu asi 0,6 % poloměru Slunce [7] (jiný zdroj uvádí hodnotu 0,72 %, takže v tomto výsledku zůstává určitá nejistota) [4] . Tato hvězda s hmotností větší než Slunce je tedy uzavřena v objemu menším než je objem Země, což ukazuje na extrémně vysokou hustotu tohoto objektu [nb 6] .

Mohutný a zároveň kompaktní bílý trpaslík poskytuje na povrchu hvězdy silnou gravitační sílu . Astronomové označili tuto veličinu jako desetinný logaritmus gravitační síly v jednotkách CGS neboli lgg . Pro IK Pegasus je B lg g 8,95 [7] . Pro srovnání, lg g na Zemi je 2,99. Gravitační síla na povrchu IK Pegasus B je tedy více než 900 000krát větší než gravitační síla na Zemi [nb 7] .

Efektivní povrchová teplota IK Pegasi B se odhaduje na 35 500 ± 1500 K [8] , což z něj činí silný zdroj ultrafialového záření [7] [nb 8] . V případě nepřítomnosti společníka by tento bílý trpaslík postupně (během miliard let) vychladl, přičemž by jeho poloměr zůstal prakticky nezměněn [38] .

Budoucí vývoj binárního systému

V roce 1993 David Wonnacott , Barry J. Kellett a David J. Stickland navrhli, že systém IK Pegasus by se nakonec mohl stát supernovou typu Ia nebo se stát kataklyzmatickou proměnnou [12] . Ve vzdálenosti 150 světelných let je nejbližším kandidátem na supernovu k Zemi. Bude však chvíli trvat, než se systém vyvine do stavu, kdy může dojít k výbuchu supernovy. Během této doby se posune o značnou vzdálenost od Země.

Přijde čas, kdy IK Pegasus A vystoupí z hlavní sekvence a začne se měnit v červeného obra. Skořápka rudé hvězdy může narůst do významné velikosti, 100násobku jejího současného poloměru. Když vnější plášť IK Peg A dosáhne laloku Roche svého společníka , začne se kolem bílého trpaslíka tvořit plynný akreční disk. Tento plyn sestávající převážně z vodíku a helia se bude hromadit na povrchu satelitu. K jejich vzájemnému přiblížení povede i přenos hmoty mezi hvězdami [39] .

Plyn nahromaděný na povrchu bílého trpaslíka se začne smršťovat a zahřívat. V určitém okamžiku nahromaděného plynu se mohou vyvinout podmínky nutné pro termojaderné spalování vodíku a ty nejsilnější termojaderné výbuchy, které započaly, smete část plynu z povrchu bílého trpaslíka. To povede k periodickým katastrofickým změnám ve svítivosti systému IK Pegasus : během několika dnů nebo měsíců se rychle zvýší o několik řádů [40] . Příkladem takové hvězdy je systém RS Ophiuchus  , dvojhvězda sestávající z červeného obra a společníka bílého trpaslíka. RS Ophiuchi je opakující se nova , která zažila nejméně šest výbuchů pokaždé, když akrece dosáhne kritického množství vodíku potřebného k vytvoření kolosální exploze [41] [42] .

Je docela možné, že IK Pegasus se bude vyvíjet podle podobného vzoru [41] . I na takto silných termonukleárních explozích se však podílí pouze část akretovaného plynu: druhá část je buď vyvržena do vesmíru, nebo zůstává na povrchu bílého trpaslíka. S každým cyklem tedy může bílý trpaslík neustále narůstat na hmotnosti a nadále kolem sebe hromadit slupku vodíku [43] .

Alternativní model, který umožňuje bílému trpaslíkovi neustále akumulovat hmotu bez erupce, se nazývá blízký binární super měkký zdroj rentgenového záření CBSS [ cs . V tomto scénáři je rychlost přenosu hmoty na bílého trpaslíka v těsné dvojhvězdě taková, že přicházející vodík postupně shoří ve fúzi a přejde na helium. Tato kategorie supersoft rentgenových zdrojů se skládá z vysoce hmotných bílých trpaslíků s velmi vysokými povrchovými teplotami ( 0,5–1 milión K [44] ) [45] .

Pokud při přenosu hmoty akrecí hmotnost bílého trpaslíka dosáhne Chandrasekharovy meze 1,44 M ⊙ , tlak degenerovaného elektronového plynu již bílého trpaslíka nepodpoří a ten se zhroutí. Pokud se jádro skládá hlavně z kyslíku, neonu a hořčíku, pak je zhroucený bílý trpaslík schopen vytvořit neutronovou hvězdu. V tomto případě bude následkem exploze vyvržena pouze část hmoty hvězdy [46] . Pokud je jádro uhlík-kyslík, pak zvýšení tlaku a teploty začne spalovat uhlík ve středu hvězdy ještě před dosažením Chandrasekharova limitu. Dramatickým výsledkem toho bude spuštění termonukleární fúzní reakce, při které během krátké doby vstoupí významná část hmoty hvězdy. To bude stačit k tomu, aby se z hvězdy stala supernova typu Ia [47] při katastrofické explozi .

Taková exploze supernovy by mohla představovat hrozbu pro život na Zemi. Má se za to, že hlavní složka hvězdy, IK Peg A , se v blízké budoucnosti pravděpodobně nestane červeným obrem. Jak bylo ukázáno dříve, prostorová rychlost hvězdy vůči Slunci je 20,4 km/s. To je ekvivalentní přesunu na vzdálenost jednoho světelného roku každých 14 700 let . Například po 5 milionech let se hvězda vzdálí od Slunce o více než 500 světelných let. Nepředpokládá se, že by supernovy typu Ia přesahující tisíc parseků ( 3300 světelných let) ovlivňovaly život na Zemi. [48] .

Po explozi se bílý trpaslík supernovy může zcela zhroutit nebo ztratit pouze část své hmoty a v rozpínající se skořápce začne radioaktivní rozpad niklu na kobalt a dále na železo , které poskytne energii pro záři skořápky. Binární systém se pravděpodobně v důsledku exploze rozpadne. Od této chvíle se IK Pegasus B , pokud přežije, vyvine jako osamělý bílý trpaslík. Relativní prostorová rychlost zbytku dárcovské hvězdy IK Pegasus A vyvrženého ze systému může dosáhnout 100-200 km/s , což jej řadí mezi nejrychleji se pohybující hvězdy v galaxii . Další vývoj IK Peg A bude téměř stejný jako u jeho společníka: poté, co projde stádiem červeného obra, shodí svůj vnější obal a stane se rychle se pohybujícím bílým trpaslíkem [49] [50] . Výbuch supernovy také vytvoří rozpínající se obal plynu a prachu , který nakonec splyne s okolním mezihvězdným prostředím [51] .

Poznámky

1. ↑ Absolutní velikost M v = V + 5 (log π + 1) = 2,762, kde V  je zdánlivá velikost a π  je paralaxa. Viz: Taylor, Roger John. Hvězdy: Jejich struktura a vývoj . - Cambridge University Press , 1994. - S.  16 . — ISBN 0521458854 . (Angličtina)  
2. ↑ 1 2 Vypočteno z ( L / L ☉ ) = ( R / R ☉ ) 2 ( T eff / T ☉ ) 4 , kde L  je svítivost, R  je poloměr a T eff  je efektivní teplota hvězdy, index ☉ odkazuje na odpovídající parametry Sun. Viz: Krimm, Hans Luminosity, Radius and Temperature (anglicky) (odkaz není k dispozici) . Hampden-Sydney College (19. srpna 1997). Archivováno z originálu 8. května 2003.   
3. ↑ Celkový správný pohyb je dán takto:  tisíciny obloukové sekundy/rok, kde a jsou správné složky pohybu při rektascenci a deklinaci. V důsledku toho boční rychlost:  km, kde d  je vzdálenost v parsekech. Viz: Majewski, Steven R. Stellar Motions (anglicky) (odkaz není k dispozici) . University of Virginia (2006). Archivováno z originálu 25. ledna 2012.   
4. ↑ Z Pythagorovy věty by celková rychlost byla:  km/s, kde Vr a Vt jsou radiální a příčné  rychlosti.
5. ↑ Hmotnosti bílých trpaslíků jsou soustředěny kolem průměrné hodnoty hmotnosti 0,58 hmotnosti Slunce a pouze 2 % všech bílých trpaslíků má hmotnost stejnou nebo větší než hmotnost Slunce. Viz:
   Holberg, JB; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F.C.; Cruise, AM; Penny, AJ Sirius B: Nový, přesnější pohled  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Sv. 497 , č.p. 2 . - S. 935-942 . - doi : 10.1086/305489 .  (Angličtina)
6. ↑ R * = 0,006 R ☉ = 0,006 7⋅10 8 m = 4200 km.
7. ↑ Gravitační síla na povrchu Země je 9,780 m/s 2 nebo 978,0 cm/s 2 v jednotkách CGS. Odtud: Logaritmus gravitačního poměru je 8,95 − 2,99 = 5,96. Gravitační poměr je tedy 105,96 ≈ 912000 .
8. ↑ Z Wienova zákona o posunutí je energie záření absolutně černého tělesa maximální při dané teplotě při vlnové délce λ b \u003d (2,898⋅10 6 nm K) / (35 500 K) ≈ 82 nm , která leží ve vzdálené ultrafialové oblasti část elektromagnetického spektra .

1. ↑ Objekt a aliasy  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . Pozorování hvězd a exoplanet NASA/IPAC/NExSci . Archivováno z originálu 30. června 2012.
2. ↑ IK Pegasi  . Alcyone.de. Archivováno z originálu 30. června 2012.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Výsledek dotazu SIMBAD : HD 204188 – Spektroskopická binární  . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg. Archivováno z originálu 30. června 2012. — Poznámka: některé parametry byly získány kliknutím na tlačítko "Zobrazit všechna měření".
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd. Pulzační aktivita na Ik-Pegasi  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1994. - Sv. 267 , č.p. 4 . - S. 1045-1052 . Archivováno z originálu 20. listopadu 2017.  (Angličtina)
5. ↑ 1 2 Kurtz, DW Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars  (Angl.)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1978. - Sv. 221 . - S. 869-880 . - doi : 10.1086/156090 . Archivováno z originálu 3. listopadu 2017.  (Angličtina)
6. ↑ 1 2 3 B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen. Chemické složení IK Pegasi  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1996. - Sv. 278 , č.p. 3 . - S. 688-696 . Archivováno z originálu 14. listopadu 2017.  (Angličtina)
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 Barstow, MA; Holberg, JB; Koester, D. Extrémní ultrafialová spektrofotometrie HD16538 a HR:8210 Ik-Pegasi  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1994. - Sv. 270 , č.p. 3 . - str. 516 . Archivováno z originálu 20. listopadu 2017.  (Angličtina)
8. ↑ 1 2 3 4 5 Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. Žhaví společníci bílých trpaslíků HR 1608, HR 8210 a HD 15638  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku  : časopis  . - 1999. - Sv. 105 , č. 690 . - S. 841-847 . - doi : 10.1086/133242 . Archivováno z originálu 26. února 2008.  (Angličtina)
9. ↑ Skiff BA General Catalog of Stellar Spectral Classifications (verze 2013-červenec) - 2014. - Vol. 1. - S. 2023.
10. ↑ Barstow M. A., Barstow J. K. , Casewell S. L., Holberg J. B., Hubeny I. Evidence for a external origin of heavy elements in hot DA white  dwarfs // Mon. Ne. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2014. - Sv. 440, Iss. 2. - S. 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. Rotační rychlosti hvězd typu A na severní polokouli. II. Měření v sini  (anglicky) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2002. - Vol. 393, Iss. 3. - S. 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 - Blízký, krátkodobý systém podobný Siriusovi  (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 1993. - Sv. 262 , č.p. 2 . - str. 277-284 . Archivováno z originálu 7. ledna 2016.  (Angličtina)
13. ↑ Pickering, Edward Charles. Revidovaná harvardská fotometrie: katalog pozic, fotometrických magnitud a spekter 9110 hvězd, hlavně o velikosti 6,50 a jasnějších pozorovaných 2 a 4palcovými poledníkovými fotometry  //  Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College: journal. - 1908. - Sv. 50 . — S. 182 . Archivováno z originálu 31. srpna 2019.  (Angličtina)
14. ↑ Zaměstnanci. Spektroskopické  dvojhvězdy . University of Tennessee. Archivováno z originálu 30. června 2012.
15. ↑ Harper, W.E. The orbits of A Persei and HR 8210  // Publikace Astrofyzikální observatoře Dominion. - 1927. - T. 4 . - S. 161-169 . Archivováno z originálu 7. dubna 2006.  (Angličtina)
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. Katalog HIPPARCOS  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 1997. - Sv. 323 . -P.L49- L52 .  (Angličtina)
17. ↑ Wilson, Ralph Elmer. Obecný katalog hvězdných radiálních rychlostí . – Carnegie Institution of Washington, 1953. Archivováno 5. října 2018 na Wayback Machine 
18. ↑ Burleigh, M. R.; Barstow, M. A.; Bond, H. E.; Holberg, JB (28. července – 1. srpna 2001). „Řešení dvojhvězd podobných Siriusu pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu“ . V Provensálsku, JL; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S. Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs . San Francisco: Astronomická společnost Pacifiku. p. 222. ISBN 1-58381-058-7 . Archivováno z originálu dne 2017-11-14. Použitý zastaralý parametr |deadlink=( help );Zkontrolujte datum na |date=( nápověda v angličtině ) (Angličtina)
19. ↑ Vennes, S.; Christian, DJ; Thorstensen, JR Hot White Dwarfs v průzkumu Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA Bílí trpaslíci s jasnými společníky  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1998. - Sv. 502 , č.p. 2 . - str. 763-787 . - doi : 10.1086/305926 .  (odkaz není dostupný  )
20. ↑ Pro vysvětlení přesně této barvy hvězd viz: The Color of Stars  (angl.) . Australský dalekohled Outreach and Education (21. prosince 2004). Archivováno z originálu 24. srpna 2011.
21. ↑ 1 2 A. Gautschy, H. Saio. Pulsace hvězd napříč diagramem HR: Část 1   // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Výroční přehledy , 1995. - Sv. 33 . - str. 75-114 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 . Archivováno z originálu 29. února 2008.  (Angličtina)
22. ↑ Templeton, Matthew Proměnná hvězda sezóny: Delta Scuti a proměnné Delta Scuti (odkaz není k dispozici) . AAVSO (2004). Archivováno z originálu 28. října 2004. (neurčitý) 
23. ↑ Smith , Gene Stellar Spectra  . Centrum pro astrofyziku a vesmírné vědy na Kalifornské univerzitě v San Diegu (16. dubna 1999). Archivováno z originálu 30. června 2012.
24. ↑ JG Mayer, J. Hakkila. Fotometrické efekty binarity na AM hvězdné širokopásmové barvy   // Bulletin Americké astronomické společnosti : deník. - American Astronomical Society , 1994. - Sv. 26 . - str. 868 . Archivováno z originálu 3. listopadu 2017.  (Angličtina)
25. ↑ Anonymní. Hvězdné životy  . Státní univerzita v Georgii (2005). Archivováno z originálu 30. června 2012.
26. ↑ Zaměstnanci. Bílí trpaslíci a planetární  mlhoviny . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29. srpna 2006). Archivováno z originálu 30. června 2012.
27. ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH §3, Jak masivní jednotlivé hvězdy končí svůj život  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Sv. 591 , č.p. 1 . - S. 288-300 . - doi : 10.1086/375341 . Archivováno z originálu 27. srpna 2018.  (Angličtina)
28. ↑ Seligman, Courtney The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars  ( 2007). Archivováno z originálu 30. června 2012.
29. ↑ Zaměstnanci. Hvězdná evoluce – cykly formování a  ničení . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29. srpna 2006). Archivováno z originálu 30. června 2012.
30. ↑ Richmond, Michael Pozdní fáze evoluce hvězd s nízkou hmotností  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . Rochester Institute of Technology (5. října 2006). Archivováno z originálu 30. června 2012.
31. ↑ Darling, David Carbon burning  (anglicky)  (odkaz není dostupný) . Internetová encyklopedie vědy. Archivováno z originálu 30. června 2012.
32. ↑ Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. Hubble odděluje hvězdy v binárním  systému Mira . HubbleSite News Center (6. srpna 1997). Archivováno z originálu 30. června 2012.
33. ↑ Oberhummer, H.; Csoto, A.; Schlattl, H. Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe  (anglicky)  // Science : journal. - 2000. - Sv. 289 , č.p. 5476 . - S. 88-90 . - doi : 10.1126/science.289.5476.88 . — PMID 10884230 . Archivováno z originálu 15. září 2009.  (Angličtina)
34. ↑ Iben, Icko, Jr. Vývoj jedné a dvojhvězdy  (anglicky)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1991. - Sv. 76 . - str. 55-114 . - doi : 10.1086/191565 . Archivováno z originálu 11. října 2007.  (Angličtina)
35. ↑ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. O vzniku kyslíko-neonových bílých trpaslíků v blízkých binárních systémech  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2001. - Sv. 375 . - str. 87-99 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010828 . Archivováno z originálu 14. listopadu 2017.  (Angličtina)
36. ↑ Woosley, SE; Heger, A. Evoluce a exploze masivních hvězd  // Recenze moderní fyziky. - 2002. - T. 74 , č. 4 . - S. 1015-1071 . - doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . Archivováno z originálu 29. září 2007.  (Angličtina)
37. ↑ Odhad hvězdných parametrů z Energy Equipartition  . vědecké bity. Archivováno z originálu 30. června 2012.
38. ↑ Imamura, James N. Cooling of White Dwarfs  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . University of Oregon (24. února 1995). Archivováno z originálu 27. února 1997.
39. ↑ KA Postnov, LR Yungelson. The Evolution of Compact Binary Star Systems  (anglicky)  (nedostupný odkaz) . Living Reviews in Relativity (2006). Archivováno z originálu 30. června 2012.
40. ↑ Malatesta, K.; Davis, K. Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . AAVSO (květen 2001). Archivováno z originálu 6. listopadu 2003.
41. ↑ 1 2 Malatesta, Kerri R. S. Ophiuchi . VSOccessdate = (květen 2000). Archivováno z originálu 30. června 2012. (neurčitý)
42. ↑ Hendrix, Susan Vědci vidí Storm Before the Storm v budoucí  supernově . NASA (20. července 2007). Archivováno 12. května 2020.
43. ↑ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. Evoluce binárních systémů hlavní posloupnost hvězda + bílý trpaslík směrem k supernovám typu Ia  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2000. - Sv. 362 . - S. 1046-1064 . Archivováno z originálu 9. listopadu 2017.  (Angličtina)
44. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). „O vývoji interagujících dvojhvězd, které obsahují bílého trpaslíka“ . V Gansicke, BT; Beuermann, K.; Rein, K. Fyzika kataklyzmatických proměnných a příbuzných objektů, sborník konference ASP . San Francisco, Kalifornie: Astronomická společnost Pacifiku. p. 252. Archivováno z originálu dne 2017-11-03. Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda ) (Angličtina)
45. ↑ Di Stefano, Rosanne (28. února–1. března 1996). „Svítící supersoft rentgenové zdroje jako předchůdci supernov typu Ia“ . In J. Greiner. Sborník z mezinárodního workshopu o zdrojích Supersoft X-Ray . Garching, Německo: Springer-Verlag. ISBN 3-540-61390-0 . Archivováno z originálu (PDF) 2007-10-23. Zkontrolujte datum na |date=( nápověda v angličtině ) Archivováno 23. října 2007 na Wayback Machine 
46. ↑ Fryer, C.L.; Novinka , KCB 2.1 Scénář sbalení  . Gravitační vlny z gravitačního kolapsu . Max-Planck-Gesellschaft (24. ledna 2006). Archivováno z originálu 30. června 2012.
47. ↑ Zaměstnanci. Hvězdná evoluce – cykly formování a  ničení . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (29. srpna 2006). Archivováno z originálu 30. června 2012.
48. ↑ Richmond, Michael Ohrozí blízká supernova život na Zemi?  (anglicky) (TXT)  (nedostupný odkaz) (8. dubna 2005). Archivováno z originálu 30. června 2012. Oddíl 4.
49. ↑ Hansen, Brad MS Supernovy typu Ia a vysokorychlostní bílí trpaslíci  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Sv. 582 , č.p. 2 . - S. 915-918 . - doi : 10.1086/344782 . Archivováno z originálu 20. listopadu 2017.  (Angličtina)
50. ↑ Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. Exploze supernov typu Ia v binárních systémech: Dopad na sekundární hvězdu a její důsledky  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - Sv. 128 . - S. 615-650 . - doi : 10.1086/313392 . Archivováno z originálu 3. března 2008.  (Angličtina)
51. ↑ Zaměstnanci. Úvod do zbytků  supernovy . NASA/Goddard (7. září 2006). Archivováno z originálu 11. května 2012.

Odkazy

• Události Davies, Ben Supernova  (anglicky) (2006). Archivováno z originálu 26. května 2012.
• Tzekova, Svetlana Yordanova IK Pegasi (HR 8210)  (anglicky) . ESO (Evropská organizace pro astronomický výzkum na jižní polokouli) (2004). Archivováno z originálu 26. května 2012.