Hoppa till innehållet

IK Pegasi

Från Wikipedia
IK Pegasi
IK Pegasis läge
IK Pegasis läge
Observationsdata
Epok:J2000
StjärnbildPegasus
Rektascension21t26m26.6624s[1]
Deklination+19° 22′ 32.304″[1]
Skenbar magnitud()6,078[1]
Stjärntyp
SpektraltypA8m:[2]/DA[3]
VariabeltypPulserande variabel avDelta Scuti-typ(DSCTC)[2]
Astrometri
Radialhastighet()-11,4[1]km/s
Egenrörelse(µ)RA:80,23[1]mas/år
Dek.:17,28[1]mas/år
Parallax()21,72±0,78mas
Absolut magnitud()2,762[a]
Detaljer
Massa1,65[5]/1,15[6]M☉
Radie1,6[5]/0,006[3]R☉
Luminositet8,0/0,12[b]L☉
Temperatur7 700[8]/35 500[6]K
Metallicitet117[8][5]/– % Sun
Vinkelhastighet< 32,5[8]/– km/s
Ålder5–60 × 107[5]år
Andra beteckningar
HR 8210,BD +18°4794,HD 204188,SAO 107138,HIP 105860.[1]
B:WD 2124+191, EUVE J2126+193.[9][10]

IK Pegasi,ellerHR 8210,är en pulserandevariabelavDelta Scuti-typ(DSCTC) och ettsystemavdubbelstjärnoristjärnbildenPegasus.Systemet är precis tillräckligt klart lysande för att ses med blotta ögat och ligger omkring 150ljusårfrånsolsystemet.

Den primära stjärnan, IK Pegasi A, är en stjärna avspektraltypA ihuvudseriensom uppvisar mindre pulseringar iluminositet.IK Pegasi A kategoriseras som en stjärna av Delta Scuti-typ, med en luminositetsvariation som upprepar sig cirka 22,9 gånger per dag.[5]Dess kompanjon, IK Pegasi B, är en massivvit dvärg- en stjärna som har utvecklats förbi huvudserien och som inte längre genererar energi genomfusion.De kretsar kring varandra var 21,7 dag och har ett genomsnittligt avstånd på omkring 31 miljoner kilometer, eller 0,21astronomiska enheter(AU). Det är mindre änMerkuriusomloppsbana kringsolen.

IK Pegasi B är den närmaste kändasupernovakandidaten.När den primära stjärnan - IK Pegasi A - börjar utvecklas till enröd jätteförväntas den växa till en radie där denvita dvärgenkan dra till sig materia från det expanderande gasformiga höljet. När den vita dvärgen närmar sigChandrasekhargränsenpå 1,44solmassor(M☉) kan den explodera som ensupernova av typ Ia.[11]

Observationer

[redigera|redigera wikitext]

Stjärnsystemet katalogiserades i den astrometriska undersökningenDurchmusterungfrån 1862 som BD +18°4794B. Därefter förekom den iEdward Charles PickeringsBright Star Cataloguefrån 1908 som HR 8210.[12]Namnet "IK Pegasi" kommer från den namngivningsmetod för variabla stjärnor som introducerades avFriedrich Wilhelm August Argelander.

Undersökningar av stjärnansspektrografiskaegenskaper visade den karaktäristiskaabsorptionslinjeförskjutningenhos ett binärt stjärnsystem. Förskjutningen skapas när stjärnornas omloppsbana tar dem först mot och sedan iväg från observatören vilket skapar endopplereffekti absorptionslinjernas våglängd. Mätning av förskjutningen gör att astronomer kan bestämma den relativa orbitala hastigheten för åtminstone en av stjärnorna även om de inte kan särskilja de individuella komponenterna.[13]

1927 använde den kanadensiska astronomenWilliam Edmund Harperden tekniken för att mäta denna binära stjärnas period och bestämde den till 21,724 dagar. Han uppskattade ursprungligen omloppsbanansexcentricitettill 0,0027. Senare beräkningar gav en excentricitet på noll, vilket är värdet för en cirkulär omloppsbana.[11]Hastighetsamplituden uppmättes till 41,5 km/s, vilket är den primära stjärnans högsta hastighet längs siktlinjen till solsystemet.[14]

Avståndet till systemet IK Pegasi kan mätas direkt genom att observera systemets småparallaxförskjutningar(jämfört med mer avlägsna bakgrundsstjärnor) när jorden kretsar kring solen. Förskjutningen mättes med hög precision av rymdteleskopetHipparcosvilket gav ett avstånd på 150ljusårmed en exakthet på ±5 ljusår.[15]Samma rymdteleskop mätte även systemetsegenrörelse,det vill säga den lilla vinkelrörelse som IK Pegasi gör över himlen på grund av dess rörelse genom rymden. Kombinationen av avståndet och egenrörelsen kan användas för att beräkna IK Pegasis tvärgående hastighet till 16,9 km/s.[c]Den tredje komponenten, den heliocentriskaradialhastigheten,kan mätas med den genomsnittligarödförskjutningen(eller blåförskjutning) av stjärnspektrumet.General Catalogue of Stellar Radial Velocitieslistar en radialhastighet på -11,4 km/s för systemet.[17]Kombinationen av dessa två rörelser ger en rymdhastighet på 20,4 km/s relativt solen.[d]

Det gjordes ett försök att fotografera systemets individuella komponenter med hjälp avrymdteleskopet Hubblemen stjärnorna visade sig vara för nära varandra för att få bra upplösning.[18]Färska mätningar medrymdteleskopetExtreme Ultraviolet Explorergav en exaktare omloppsperiod på 21,72168 ± 0,00009 dagar.[9]Systemetsbanlutningtros vara sådan att banplanet ligger nästan exakt i siktlinjen från jorden. Om det är så kan det vara möjligt att se eneklips.[6]

IK Pegasi A

[redigera|redigera wikitext]

Hertzsprung–Russell-diagrammet(HR-diagram) är en grafisk presentation av stjärnorsluminositetmot ettfärgindex.IK Pegasi A är för närvarande enhuvudseriestjärna.IK Pegasi A ligger dock i en smal, nästan vertikal remsa på diagrammet som kallasinstabilitetsremsan.Stjärnor som befinner sig i det här bandet oscillerar koherent, vilket resulterar i att stjärnans luminositet pulserar periodiskt.[19]

Pulseringarna är ett resultat av en process som kallasκ-mekanismen. En del av stjärnans yttreatmosfärabsorberarmer strålning på grund av partielljoniseringav vissa grundämnen. När dessa atomer tappar enelektronökar sannolikheten att de kommer absorbera energi. Detta resulterar i sin tur i en temperaturökning som gör att atmosfären expanderar. Den uppblåsta atmosfären blir mindre joniserad och förlorar energi, vilket gör att den kallnar och blir mindre igen. Resultatet är en periodisk pulsering av atmosfären och en matchande luminositetsvariation.[19]

De relativa dimensionerna av IK Pegasi A (vänster), B (mitten ner) och solen (höger).[20]

Stjärnorna inom instabilitetsremsan som korsar huvudserien kallasDelta Scuti-variabler.De har fått sitt namn från den typiska stjärnan för sådana variabler,Delta Scuti.Variablerna varierar vanligtvis frånspektraltypA2 till F8, och en stjärnluminositetsklass av III (underjättar) till V (huvudseriestjärnor). De är variabler med korta perioder som har regelbundna pulsperioder på mellan 0,025 och 0,25 dagar. Delta Scuti-stjärnor har en sammansättning av grundämnen som liknar solens (sePopulation I-stjärnor) och en massa mellan 1,5 och 2,5 M☉.[21]IK Pegasi A:s pulseringsfrekvens har beräknats till 22,9 cykler per dag, eller en var 0,044 dagar.[5]

Astronomer definierar en stjärnasmetallicitetsom halten avgrundämnensom har högreatomnummerän helium. Detta mäts genom enspektroskopiskanalys av atmosfären, följd av en jämförelse med de förväntade resultaten från stjärnmodeller. I fallet IK Pegasus A är det beräknade metallöverskottet [M/H] = +0,07 ± 0,20. Notationen gerlogaritmenav förhållandet mellan metalliska grundämnen (M) och väte (H), minus logaritmen av solens metallförhållande. (Om stjärnan har samma metallöverskott som solen blir värdet således noll.) Ett logaritmiskt värde på 0,07 motsvarar ett faktiskt metallicitetsförhållande på 1,17, så stjärnan är omkring 17 % rikare på metalliska grundämnen än solen.[5]Felmarginalen för resultatet är dock ganska stor.

Spektrumet av A-klass-stjärnor som IK Pegasi A uppvisar starkaBalmerlinjerav väte tillsammans med absorptionslinjer av joniserade metaller, inklusive K-linjen av joniseratkalcium(Ca II) på en våglängd av 393,3nm.[22]Spektrumet av IK Pegasi A klassificeras som marginell Am (eller "Am:" ), vilket betyder att den uppvisar samma kännetecken som spektraltyp A men är marginellt mer metalliserad. Det betyder att stjärnans atmosfär uppvisar absorptionslinjer för metalliska isotoper som är något starkare än normalt.[2]Stjärnor av spektraltyp Am är ofta delar av nära dubbelstjärnor med en kompanjon som har ungefär lika stor massa, såsom fallet är med IK Pegasi.[23]

Stjärnor av spektraltyp A är varmare och har större massa än solen, men som en följd är deras livsspann på huvudserien kortare. För en stjärna som har en massa som liknar IK Pegasi A (1,65 M☉), är den förväntade livstiden på huvudserien 2-3 × 109år, vilket är ungefär en fjärdedel av solens förväntade livstid.[24]

Vad gäller massan är den relativt ungaAltairden närmaste stjärnan till solen som liknar komponent A – den har en beräknad massa som är 1,7 gångersolmassan.Dubbelstjärnesystemet i sin helhet har vissa likheter med det närliggande systemetSirius,som har en primär stjärna som tillhör klass A med en vit dvärg som kompanjon. Sirius A har dock större massa än IK Pegasi A och omloppsbanan för dess kompanjon är mycket större, med en halv storaxel på 30AU.

IK Pegasi B

[redigera|redigera wikitext]

IK Pegasi A är en kompaktvit dvärg.Den här stjärnkategorin har nått slutet på sin evolutionära livstid och genererar inte längre energi genomkärnfusion.Istället strålar vita dvärgar stadigt iväg sin överskottsenergi, vanligtvis lagrad värme, blir kallare och svagare under flera miljarder år.[25]

Evolution

[redigera|redigera wikitext]

Nästan alla små och medelstora stjärnor (lättare än omkring niosolmassor) slutar som vita dvärgar när de har förbrukat sitt förråd avtermonukleärtbränsle.[26]Sådana stjärnor ägnar större delen av sitt energiproducerande liv som en stjärna ihuvudserien.Den tid som en stjärna tillbringar i huvudserien beror huvudsakligen på dess massa. Livslängden minskar ju större massan är.[27]För att IK Pegasi B skall ha kunnat bli en vit dvärg före komponent A måste den således en gång ha varit större än komponent A. Faktum är att föregångaren till IK Pegasi B tros ha haft en massa mellan 5 och 8solmassor.[11]

När vätebränslet förbrukats i kärnan av IK Pegasi B:s föregångare utvecklades den till enröd jätte.Den inre kärnan kontraherade tills väteförbränningen började i ett skal som omgav heliumkärnan. För att kompensera för temperaturökningen expanderade det yttre höljet till flera gånger storleken av radien som den hade som stjärna i huvudserien. När kärnan nådde en temperatur och täthet där helium kunde börja genomgå fusion kontrakterade stjärnan och blev vad som kallas en stjärna på denhorisontella jättegrenen.Det vill säga, den tillhörde en grupp stjärnor som faller på en grovt horisontell linje påHertzsprung–Russell-diagrammet.Heliumfusionen skapade en inert kärna av kol och syre. När helium förbrukades i kärnan skapades ett heliumförbrännande skal förutom det väteförbrännande skalet, och stjärnan flyttade till vad astronomer kallar för denasymptotiska jättegrenen(ett spår som leder till det övre högra hörnet av Hertzsprung–Russell-diagrammet). Om stjärnans massa var tillräcklig skulle kolfusion slutligen börja i kärnan och därigenom skapasyre,neonochmagnesium.[28][29][30]

En röd jättes yttre hölje, eller det yttre höljet av en stjärna på denasymptotiska jättegrenen,kan expandera till flera hundra gånger solens radie och får därigenom en radie på omkring 5 × 108km (3 AU) såsom den pulserande stjärnanMira.[31]Det är gott och väl mer än det nuvarande avståndet mellan de två stjärnorna i IK Pegasi, så under den här tidsperioden delade de två stjärnorna ett gemensamt hölje. Därför kan IK Pegasi A:s yttre atmosfär ha fått en ökning av isotoper tyngre än helium.[6]

Helixnebulosanskapas genom en stjärna som utvecklas till en vit dvärg. Bild frånNASA&ESA.

En tid efter att en inert kärna av syre och kol (eller syre, magnesium och neon) skapats, började termonukleär fusion inträffa längs med de två skal som är koncentriska med kärnregionen. Väte förbrändes längs det yttersta skalet, medan heliumfusion skedde i den inerta kärnan. Den här fasen med två skal var dock instabil, så den producerade termiska pulser som orsakade storskaliga massutstötningar från stjärnans yttre hölje.[32]Det här utkastade materialet skapade ett väldigt moln av material kallatplanetarisk nebulosa.Allt förutom en liten del av vätehöljet drevs iväg från stjärnan, vilket lämnade efter sig en vit dvärgrest som huvudsakligen bestod av den inerta kärnan.[33]

Sammansättning och struktur

[redigera|redigera wikitext]

IK Pegasi B:s inre kan antingen bestå helt och hållet av kol och syre, eller möjligtvis, om dess föregångare genomgickkolförbränning,kan den ha en kärna av syre ochneon,omgivet av en mantel berikad med kol och syre.[34][35]Oavsett, så är dess yttre omgivet av en atmosfär bestående av nästan rent väte, som ger stjärnan dessspektraltypDA. På grund av högreatommassakommer allt helium i höljet ha sjunkit under väteskiktet.[3]Hela stjärnans massa stöds av trycket från en gas avdegenereradeelektroner,en effekt avPauliprincipensom hindrar materien från att pressas samman till en mindre volym.

Sambandet mellan en vit dvärgs radie och massa

Med en beräknad massa på 1,15 M☉räknas IK Pegasi B som en vit dvärg med hög massa.[e]Även om dess radie inte har observerats direkt kan den beräknas från teoretiska relationer mellan massan och radien på vita dvärgar,[37]vilket ger den ett värde på omkring 0,60 % avsolens radie.[3]En annan källa ger dock värdet 0,72 %, så viss osäkerhet kvarstår fortfarande.[5]Stjärnan packar alltså en massa som är större än solens i en volym som är ungefär lika stor som jordens, vilket ger en fingervisning om stjärnans extremadensitet.[f] En vit dvärgs massiva och kompakta karaktär producerar en stark ytgravitation. Astronomer betecknar det här värdet genomtiologaritmenavgravitationskraftenicgs-enheter,eller logg.För IK Pegasi B är logg8,95.[3]I jämförelse är jordens logg2,99. Ytgravitationen på IK Pegasi är alltså över 900 000 gånger starkare än gravitationen på jorden.[g]

IK Pegasi B:s effektiva yttemperatur beräknas vara omkring 35 500 ± 1 500K,[6]vilket gör den till en stark källa tillultraviolett strålning.[3][h] Under normala förhållanden skulle den här vita dvärgen fortsätta att kylas ner i mer än en miljard år, medan dess radie skulle kvarstå nästan oförändrad.[38]

Framtida evolution

[redigera|redigera wikitext]

I en artikel från 1993 identifierade David Wonnacott, Barry J. Kellett och David J. Stickland systemet som en kandidat att utvecklas till entyp 1a-supernovaeller enkataklysmisk variabel.[11]I och med att den ligger på ett avstånd av 150 ljusår är det densupernovakandidatsom är närmast jorden. Under den tid som det kommer att ta för systemet att utvecklas till ett stadium där en supernova kan inträffa kommer den dock att ha förflyttat sig längre bort från jorden. Den kan dock fortfarande utgöra ett hot.

Bilden frånHubbleteleskopetvisar den pulserandeasymptotiska jättegrensstjärnanMira.

Någon gång i framtiden kommer IK Pegasi A ha förbrukat vätebränslet i sin kärna och börja utvecklas från huvudserien till att bli en röd jätte. En röd jättes hölje kan växa väldigt mycket och utöka sin storlek till uppemot hundra gånger den tidigare radien (eller mer). När IK Pegasi A expanderat till den punkt där dess yttre hölje når dess kompanjonsRoche-lobkommer en gasformigackretionsskivabildas runt den vita dvärgen. Gasen, som huvudsakligen består av väte och helium, kommer då växa samman med ytan på kompanjonen. Massöverföringen mellan stjärnorna kommer också göra att deras gemensamma omloppsbana kommer krympa.[39]

På den vita dvärgens yta kommer den sammanväxta gasen komprimeras och upphettas. Vid något tillfälle kommer den ackumulerade gasen nå det tillstånd som krävs för att vätefusion ska inträffa, vilket producerar entermisk rusningsreaktionsom kommer driva iväg en del av gasen från ytan. Det skulle resultera i en återkommandenovaexplosion- en kataklysmisk variabelstjärna - och den vita dvärgens luminositet skulle snabbt öka med fleraskenbara magnituderunder en flera dagar eller månader lång period.[40]Ett exempel på en sådan stjärna ärRS Ophiuchi,ett binärt system som består av en röd jätte och en vit dvärgkompanjon. RS Ophiuchi har utvidgats till en (återkommande) nova åtminstone sex gånger och har varje gång assimilerat den mängd väte som behövs för att skapa en rusningsexplosion.[41][42]

Det är möjligt att IK Pegasi B kommer att följa ett liknande mönster.[41]För att ackumulera massa kan bara en del av den infångade gasen slungas ut, så att med varje cykel skulle den vita dvärgen öka stadigt i massa. Således skulle IK Pegasi B även om den betedde sig som en återkommande nova fortsätta att ackumulera ett växande hölje.[43]

En alternativ modell, som gör att den vita dvärgen stadigt kan ackumulera massa utan novautbrott, är en så kallad CBSS-stjärna, en tät dubbelstjärna som är en supermjuk röntgenkälla. I ett sådant scenario skulle massöverföringen till den nära vita dvärgstjärnan vara sådan att en stadig fusionsförbränning kan bibehållas på ytan där det inkommande vätet förbrukas genom termonukleär förbränning till helium. Den här kategorin av supermjuka källor består av vita dvärgar med stor massa och väldigt höga yttemperaturer (0,5 × 106till 1 × 106K).[44][45]

Om den vita dvärgens massa skulle uppnåchandrasekhargränsenpå 1,44solmassorkommer den inte längre stödjas av tryck från elektrondegenerationen och kommer kollapsa. För en kärna som huvudsakligen består av syre, neon och magnesium kommer den kollapsande vita dvärgen förmodligen bilda enneutronstjärna.I så fall kommer bara en del av stjärnans massa slungas ut.[46]Om kärnan istället består av kol och syre kommer det ökande trycket och temperaturen istället initiera kolförbränning i centrumet innan chandrasekhargränsen uppnås. Det dramatiska resultatet är en rusande nukleär fusionsreaktion som förbränner en substantiell del av stjärnan inom en kort tid. Det kommer att vara tillräckligt för att lösgöra stjärnan i en kataklysmisk typ 1a-supernoveexplosion.[47]

En sådan supernovahändelse kan utgöra ett visst hot mot liv på jorden. Man tror att den primära stjärnan, IK Pegasi A, förmodligen inte kommer utvecklas till en röd jätte inom den nära framtiden. Som det visats tidigare är denna stjärnas rymdhastighet jämfört med solen 20,4 km/s. Detta motsvarar att förflytta sig ett ljusår på 14 700 år. Efter 5 miljoner år, kommer stjärnan vara separerad från solen med mer än 500 ljusår. En typ 1a-supernova inom tusenparsectros kunna påverka jorden.[48]

Efter en supernoveexplosion kommer resten av givarstjärnan (IK Pegasus A) fortsätta med den slutgiltiga hastigheten den hade när den ingick i ett nära kretsande dubbelstjärnesystem. Den resulterande relativa hastigheten kan vara så hög som 100–200 km/s, vilket skulle kunna placera den bland höghastighetsmedlemmarna iVintergatan.Kompanjonen kommer också ha förlorat lite massa under explosionen, och dess närvaro kan skapa ett gap i de expanderande spillrorna. Från den punkten och framåt kommer den utvecklas till en enda vit dvärg.[49][50]Supernovaexplosionen kommer skapa ensupernovarestav expanderande material som slutligen kommer att gå in i det omgivandeinterstellära mediet.[51]

Anmärkningar

[redigera|redigera wikitext]
  1. ^Den absoluta magnitudenMvges av:
    därVär den visuella magnituden ochπär parallaxen.[4]
  2. ^Baserat på:
    därLär luminositeten,Rär radien ochTeffär den effektiva temperaturen.[7]
  3. ^Egenrörelsen kan man räkna ut genom:
    mas/y.
    därochär komponenterna av egenrörelsen iRAochDec..Den resulterande tvärgående hastigheten är:
    km/s.
    därd(pc) är distansen iparsec.[16]
  4. ^MedPythagoras satsfår man hastigheten genom:
    km/s.
    därär radialhastigheten ochär den tvärgående hastigheten.
  5. ^De vita dvärgarna är snävt fördelade omkring en genomsnittlig massa på 0,58 M☉.
    Bara 2 % av alla vita dvärgar har större massa än solen.[36]
  6. ^km.
  7. ^Jordenstyngdaccelerationvid ekvatorn är 9,780 m/s2,eller 978,0 cm/s2i cgs-enheter. Således:
    Logaritmen av gravitationskrafternas kvot är 8,95 - 2,99. Så:
  8. ^EnligtWiens lagskulle ensvartkroppshögsta utstrålning vid den här temperaturen ha envåglängdav:
    nm
    som ligger i yttre kanten av den ultravioletta delen av detelektromagnetiska spektrumet.

Källor

[redigera|redigera wikitext]
Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material frånengelskspråkiga Wikipedia,tidigare version.

Noter

[redigera|redigera wikitext]
  1. ^ [abcdefg]”SIMBAD Query Result: HD 204188 -- Spectroscopic binary”.SIMBAD.Centre de Données astronomiques de Strasbourg.http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=HD+204188.Läst 15 november 2010.
  2. ^ [abc]Kurtz, D. W. (1978).”Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars”.Astrophysical Journal221: sid. 869–880.doi:10.1086/156090.http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...221..869K.Läst 14 maj 2007.
  3. ^ [abcdef]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 Society270 (3): sid. 516.http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.270..516B.Läst 15 maj 2007.
  4. ^Tayler, Roger John (1994).The Stars: Their Structure and Evolution.Cambridge University Press. sid. 16.ISBN 0521458854
  5. ^ [abcdefgh]D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd (1994).”Pulsational Activity on Ik-Pegasi”.Monthly Notices of the Royal Astronomical Society267 (4): sid. 1045–1052.http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.267.1045W.Läst 14 april 2007.
  6. ^ [abcde]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 Pacific105 (690): sid. 841–847.doi:10.1086/133242.http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..841L.Läst 4 februari 2007.
  7. ^Krimm, Hans (19 augusti 1997).”Luminosity, Radius and Temperature”.Hampden-Sydney College. Arkiverad frånoriginaletden 8 maj 2003.https://web.archive.org/web/20030508233052/http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html.Läst 16 maj 2007.
  8. ^ [abc]B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen (1996).”The chemical composition of IK Pegasi”.Monthly Notices of the Royal Astronomical Society278 (3): sid. 688–696.http://adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.278..688S.
  9. ^ [ab]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 Journal502 (2): sid. 763–787.doi:10.1086/305926 arkivurl=https://web.archive.org/web/20200614053141/https://iopscience.iop.org/article/0004-637X/502/2/763/37057.html.Arkiverad frånoriginaletden 14 juni 2020.https://web.archive.org/web/20200614053141/https://iopscience.iop.org/article/0004-637X/502/2/763/37057.html.Läst 15 november 2010.
  10. ^Vallerga, John (1998).”The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field”.Astrophysical Journal497: sid. 77–115.doi:10.1086/305496.http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..921V.Läst 15 november 2010.
  11. ^ [abcd]Wonnacott, D.; Kellett, B. J.; Stickland, D. J. (1993).”IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system”.Monthly Notices of the Royal Astronomical Society262 (2): sid. 277–284.http://adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.262..277W.Läst 15 maj 2007.
  12. ^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 (100 mm) meridian photometers”.Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College50: sid. 182.http://adsabs.harvard.edu/abs/1908AnHar..50....1P.Läst 14 maj 2007.
  13. ^”Spectroscopic Binaries”.University of Tennessee.http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html.Läst 9 juni 2007.
  14. ^Harper, W. E. (1927).”The orbits of A Persei and HR 8210”.Publications of the Dominion Astrophysical Observatory4: sid. 161–169.http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PDAO....4..161H.Läst 14 maj 2007.
  15. ^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 Astrophysics323: sid. L49–L52.http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997A&A...323L..49P.Läst 14 maj 2007.
  16. ^Majewski, Steven R. (2006).”Stellar Motions”.University of Virginia. Arkiverad frånoriginaletden 25 januari 2012.https://www.webcitation.org/64wt1u3UR?url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html.Läst 14 maj 2007.
  17. ^Wilson, Ralph Elmer (1953).General catalogue of stellar radial velocities.Carnegie Institution of Washington.http://adsabs.harvard.edu/abs/1953QB901.W495......Läst 14 maj 2007
  18. ^Burleigh, M. R.; Barstow, M. A.; Bond, H. E.; Holberg, J. B. (28 juli – 1 augusti 1975).”Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope”.i Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S..Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs.San Francisco: Astronomy Society of the Pacific. sid. 222.ISBN 1-58381-058-7.http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ASPC..226..222B.Läst 27 februari 2007
  19. ^ [ab]A. Gautschy, H. Saio (29 oktober 1995).”Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1”.Annual Review of Astronomy and Astrophysics"33": ss. 75–114.doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451.http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33...75G.Läst 14 maj 2007.
  20. ^För en förklaring av stjärnfärgerna, se”The Colour of Stars”.Australia Telescope Outreach and Education. 21 december 2004. Arkiverad frånoriginaletden 10 mars 2012.https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html.Läst 26 september 2007.
  21. ^Templeton, Matthew (2004).”Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables”.AAVSO. Arkiverad frånoriginaletden 26 oktober 2006.https://web.archive.org/web/20061026110020/http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml.Läst 23 januari 2007.
  22. ^Smith, Gene (16 april 1999).”Stellar Spectra”.University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences.http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html.Läst 19 maj 2007.
  23. ^J. G. Mayer, J. Hakkila (29 oktober 1994).”Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors”.Bulletin of the American Astronomical Society"26": ss. 868.http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.0607M.Läst 14 maj 2007.
  24. ^”Stellar Lifetimes”.Georgia State University. 2005.http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html.Läst 26 februari 2007.
  25. ^”White Dwarfs & Planetary Nebulas”.Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 29 augusti 2006.http://chandra.harvard.edu/xray_sources/white_dwarfs.html.Läst 9 juni 2007.
  26. ^Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (29 oktober 2003).”§3, How Massive Single Stars End Their Life”.Astrophysical Journal"591" (1): ss. 288–300.doi:10.1086/375341.http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H.Läst 14 augusti 2007.
  27. ^Seligman, Courtney (2007).”The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars”.http://cseligman.com/text/stars/mldiagram.htm.Läst 14 maj 2007.
  28. ^”Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction”.Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 29 augusti 2006.http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html.Läst 10 augusti 2006.
  29. ^Richmond, Michael (5 oktober 2006).”Late stages of evolution for low-mass stars”.Rochester Institute of Technology.http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html.Läst 7 juni 2007.
  30. ^Darling, David.”Carbon burning”.The Internet Encyclopedia of Sciencs.http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html.Läst 15 augusti 2007.
  31. ^Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. (6 augusti 1997).”Hubble Separates Stars in the Mira Binary System”.HubbleSite News Center.http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/.Läst 1 mars 2007.
  32. ^Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H. (29 oktober 2000).”Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe”.Science"289" (5476): ss. 88–90.doi:10.1126/science.289.5476.88.PMID 10884230.http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5476/88.Läst 7 juni 2007.
  33. ^Iben, Icko, Jr. (29 oktober 1991).”Single and binary star evolution”.Astrophysical Journal Supplement Series"76": ss. 55–114.doi:10.1086/191565.http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I.Läst 3 mars 2007.
  34. ^Gil-Pons, P.; García-Berro, E. (29 oktober 2001).”On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems”.Astronomy and Astrophysics"375": ss. 87–99.doi:10.1051/0004-6361:20010828.http://adsabs.harvard.edu/abs/2001astro.ph..6224G.Läst 15 maj 2007.
  35. ^Woosley, S. E.; Heger, A. (29 oktober 2002).”The Evolution and Explosion of Massive Stars”(PDF).Reviews of Modern Physics"74" (4): ss. 1015–1071.doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.Arkiverad frånoriginaletden 29 september 2007.https://web.archive.org/web/20070929091739/http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf.Läst 30 maj 2007.
  36. ^Holberg, J. B.; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F. C.; Cruise, A. M.; Penny, A. J. (29 oktober 1998).”Sirius B: A New, More Accurate View”.The Astrophysical Journal"497" (2): ss. 935–942.doi:10.1086/305489.http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/497/2/935/36707.html.Läst 15 maj 2007.
  37. ^”Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition”.ScienceBits.http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition.Läst 15 maj 2007.
  38. ^Imamura, James N. (24 februari 1995).”Cooling of White Dwarfs”.University of Oregon accessdate=2007-05-19. Arkiverad frånoriginaletden 2 maj 2007.https://web.archive.org/web/20070502023430/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html.
  39. ^K. A. Postnov, L. R. Yungelson (5 maj 2014).”The Evolution of Compact Binary Star Systems”.Living Reviews in Relativity.https://link.springer.com/article/10.12942/lrr-2014-3#Sec3.Läst 2 mars 2020.
  40. ^Malatesta, K.; Davis, K. (May 2001).”Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae”.AAVSO. Arkiverad frånoriginaletden 19 maj 2007.https://web.archive.org/web/20070519171223/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml.Läst 20 maj 2007.
  41. ^ [ab]Malatesta, Kerri (May 2000).”Variable Star Of The Month—May, 2000: RS Ophiuchi”.AAVSO. Arkiverad frånoriginaletden 5 april 2007.https://web.archive.org/web/20070405021933/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0500.shtml.Läst 15 maj 2007.
  42. ^Hendrix, Susan (20 juli 2007).”Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova”.NASA.http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/rxte_supernova.html.Läst 25 maj 2007.
  43. ^Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. (29 oktober 2000).”The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae”.Astronomy and Astrophysics"362": ss. 1046–1064.http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..8444L.Läst 20 maj 2007.
  44. ^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. Hämtat 2007-05-25.
  45. ^Di Stefano, Rosanne (February 28–March 1, 1996). "Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae"(PDF). J. GreinerProceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources,Garching, Germany: Springer-Verlag.ISBN 3540613900.Hämtat 2007-05-19.
  46. ^Fryer, C. L.; New, K. C. B. (24 januari 2006).”2.1 Collapse scenario”.Gravitational Waves from Gravitational Collapse.Max-Planck-Gesellschaft.http://www.livingreviews.org/Articles/Volume6/2003-2new.Läst 7 juni 2007.
  47. ^”Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction”.Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 29 augusti 2006.http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index8.html.Läst 10 augusti 2006.
  48. ^Richmond, Michael (8 april 2005).”Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth?”(TXT). Arkiverad frånoriginaletden 6 mars 2007.https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt.Läst 30 mars 2006.—se sektion 4.
  49. ^Hansen, Brad M. S. (29 oktober 2003).”Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs”.The Astrophysical Journal"582" (2): ss. 915–918.doi:10.1086/344782.http://adsabs.harvard.edu/abs/2002astro.ph..6152H.Läst 4 februari 2007.
  50. ^Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. (29 oktober 2000).”Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences”.The Astrophysical Journal Supplement Series"128": ss. 615–650.doi:10.1086/313392.http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K.Läst 4 februari 2007.
  51. ^”Introduction to Supernova Remnants”.NASA/Goddard. 7 september 2006. Arkiverad frånoriginaletden 11 mars 2007.https://web.archive.org/web/20070311020249/http://agile.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html.Läst 20 maj 2007.

Externa länkar

[redigera|redigera wikitext]
v•r
Stjärnor iPegasus
Bayer
Flamsteed
Variabler
HD
Övriga
Övriga objekt
NGC 8·NGC 16
Hämtad från”https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=IK_Pegasi&oldid=54866785”