IK Pegasi

Från Wikipedia
Hoppa till: navigering, sök
IK Pegasi
IK Pegasis läge
IK Pegasis läge
Observationsdata
Epok: J2000
Stjärnbild Pegasus
Rektascension 21t26m26.6624s[1]
Deklination +19°22'32.304"[1]
Stjärntyp
Spektralklass A8m:[2]/DA[3]
Variabeltyp Delta Scuti[2]
Astrometri
Radialhastighet (Rv) -11.4[1] km/s
Egenrörelse (μ) RA: 80.23[1] mas/år
Dek.: 17.28[1] mas/år
Parallax (π) 21.72±0.78 mas
Absolut magnitud (MV) 2.762[nb 1]
Detaljer
Massa 1.65[4]/1.15[5] M
Radie 1.6[4]/0.006[3] R
Luminositet 8.0/0.12[nb 2] L
Temperatur 7,700[6]/35,500[5] K
Metallhalt 117[6][4]/– % Sun
Rotationshastighet < 32.5[6]/– km/s
Ålder 5–60 × 107[4] år
Andra beteckningar
AB: V* IK Peg, HR 8210, BD +18°4794, HD 204188, SAO 107138, HIP 105860.[1]
B: WD 2124+191, EUVE J2126+193.[7][8]

IK Pegasi (eller HR 8210) är ett system av dubbelstjärnor i stjärnbilden Pegasus. Systemet är precis tillräckligt klart lysande för att ses med blotta ögat, och ligger omkring 150 ljusår från solsystemet.

Den primära stjärnan, IK Pegasi A, är en stjärna av spektraltyp A i huvudserien som uppvisar mindre pulseringar i luminositet. IK Pegasi A kategoriseras som en stjärna av Delta Scuti-variabeln, och har en periodisk luminitetsvariationscykel som upprepar sig omkring 22,9 gånger per dag.[4] Dess kompanjon, IK Pegasi B, är en massiv vit dvärg - en stjärna som har utvecklats förbi huvudserien och som inte längre genererar energi genom fusion. De kretsar kring varandra var 21,7 dag och har ett genomsnittligt avstånd på omkring 21 miljoner kilometer, eller 0.21 astronomiska enheter (AU). Det är mindre än Merkurius omloppsbana kring Solen.

IK Pegasi B är den närmaste kända ursprungliga supernovakandidaten. När den primära stjärnan - IK Pegasi A - börjar utvecklas till en röd jätte förväntas den växa till en radie där den vita dvärgen anhopar materia från det expanderande gasformiga höljet. När den vita dvärgen närmar sig Chandrasekhargränsen på 1,44 solmassor kan den explodera som en Typ Ia-supernova.[9]

Observationer[redigera | redigera wikitext]

Stjärnsystemet katalogiserades i den astrometriska undersökningen Durchmusterung från 1862 som BD +18°4794B. Därefter förekom den i Edward Charles Pickerings Bright Star Catalogue från 1908 som HR 8210.[10] Namnet "IK Pegasi" kom från den namngivningsmetod av variabla stjärnor som introducerades av Friedrich Wilhelm August Argelander.

Undersökningar av stjärnans spektrografiska egenskaper visade den karaktäristiska absorptionslinjeförskjutningen hos ett binärt stjärnsystem. Förskjutningen skapas när deras omloppsbana tar medlemsstjärnorna först mot och sedan iväg från observatören vilket skapar en dopplereffekt i våglängden av linjens egenskaper. Beräkningen av förskjutningen gör att astronomer kan bestämma den relativa orbitala hastigheten i åtminstone en av stjärnorna även om de inte kan avgöra de individuella komponenterna.[11]

1927 använde den kanadensiska astronomen William Edmund Harper sin teknik för att beräkna denna enradiga spektroskopiska binära stjärnas period och bestämde den till 21,724 dagar. Han beräknade även ursprungligen den orbitala excentriciteten till 0,0027. Senare beräkningar gav en excentricitet på noll, vilket är värdet för en cirkulär omloppsbana.[9] Hastighetsamplituden beräknades till 41,5 km/s, vilket är den primära stjärnans högsta hastighet längs siktlinjen till solsystemet.[12]

Avståndet till systemet IK Pegasi kan mätas direkt genom att observera systemets små parallaxa förskjutningar (mot de mer avlägsna stjärnbakgrunderna= när jorden kretsar kring solen. Förskjutningen mättes till hög precision av rymdfärjan Hipparcos vilket gav en beräkning av distansen på 150 ljusår med en exakthet på ±5 ljusår.[13] Samma rymdfärja mätte även systemets egenrörelse, det vill säga, de små kantiga rörelser som IK Pegasi gör över himlen på grund av dess rörelser genom rymden. Kombinationen av avståndet och egenrörelsen kan användas för att beräkna IK Pegasis tvärgående hastighet till 16,9 km/s.[nb 3] Den tredjse komponenten, den heliocentriska radialhastigheten, kan mätas med den genomsnittliga rödförskjutningen (eller blåförskjutning) av stjärnspektrumet. General Catalogue of Stellar Radial Velocities listar en radialhastighet på -11,4 km/s för systemet.[14] Kombinationen av dessa två rörelser ger en rymdhastighet på 20,4 km/s relativt till solen.[nb 4]

Det utfördes ett försök att fotografera systemets individuella komponenter med hjälp av rymdteleskopet Hubble, men stjärnorna visades vara för nära för att få en bra skärpa.[15] Färska beräkningar med rymdteleskopet Extreme Ultraviolet Explorer gav en exaktare omloppsperiod på 21,72168 ± 0,00009 dagar.[7] Banlutningen på systemets banplan tros vara nästan exakt (90°) som man ser den från jorden. Om det är så kan det vara möjligt att se en eklips.[5]

IK Pegasi A[redigera | redigera wikitext]

Hertzsprung-Russell-diagrammet (HR-diagram) är en luminositetmarkör mot ett färgindex för en rad stjärnor. IK Pegasi A är för närvarande en huvudseriestjärna. IK Pegasi A ligger dock i en smal, nästan vertikal remsa på diagrammet, som kallas instabilitetsremsan. Stjärnor som befinner sig i det här bandet oscillerar koherent, vilket resulterar i periodiska pulseringar i stjärnans luminositet.[16]

Pulseringarna är ett resultat av en process som kallas κ-mekanism. En del av stjärnans yttre atmosfär blir optiskt tjock på grund av partiell jonisering av vissa grundämnen. När dessa atomer tappar en elektron ökar sannolikheten att de kommer absorbera energi. Detta resulterar i sin tur i en temperaturökning som gör att atmosfären expanderar. Den inflaterade atmosfären blir mindre joniserad och förlorar energi, vilket gör att den kallnar och blir mindre igen. Resultatet av cykeln är en periodisk pulsering av atmosfären och en passande luminositetsvariation.[16]

De relativa dimensionerna av IK Pegasi A (vänster), B (mitten ner) och solen (höger).[17]

Stjärnorna inom instabilitetsremsan som korsar huvudserien kallas Delta Scuti-variabler. De har fått sitt namn från den prototypiska stjärnan för sådana variabler, Delta Scuti. Variablerna varierar vanligtvis från spektraltyp A2 till F8, och en stjärnluminositetsklass av III (subjättar) till V (huvudseriestjärnor). De är variabler med korta perioder som har regelbundna pulseringshastigheter på mellan 0,025 och 0,25 dagar. Delta Scuti-stjärnor har ett överflöd av grundämnen liknande solens (se Population I-stjärnor) och mellan 1,5 och 2,5 solmassor.[18] IK Pegasi A:s pulseringshastighet har beräknats till 22,9 cykler per dag, eller en var 0,044 dagar.[4]

Astronomer definierar en stjärnas metallicitet som överflödet av grundämnen som har högre atomnummer än helium. Detta beräknas genom en spektroskopisk analys av atmosfären, följt av en jämförelse med de förväntade resultaten från beräknade stjärnmodeller. I fallet IK Pegasus A är det beräknade metallöverflödet [M/H] = +0,07 ± 0,20. Notationen ger logaritmen på förhållandet mellan metalliska grundämnen (M) och väte (H), minus logaritmen av solens metallförhållande. (Om stjärnan passar ihop med solens metallöverflöd 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.[4] Felmarginalen för resultatet är dock ganska stort.

Spektrumet av A-klass-stjärnor som IK Pegasi A uppvisar starka Balmerserier av väte tillsammans med absorptionslinjer av joniserade metaller, inklusive K-linjen av joniserat kalcium (Ca II) på en våglängd av 393,3 nm.[19] Spektrumet av IK Pegasi A klassificeras som marginell Am (eller "Am:"), vilket betyder att den uppvisar kännetecknen av en spektraltyp A men är marginellt metalliskt randade. Det betyder att stjärnans atmosfär uppvisar något högre än normala absorptionslinjestyrkor för metalliska isotoper.[2] Stjärnor av spektraltyp Am är ofta delar av nära dubbelstjärnor med en sett till massa ungefär lika stor kompanjon, såsom fallet är med IK Pegasi.[20]

Stjärnor av spektraltyp A är varmare och massivare 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 solar), är den förväntade livstiden på huvudserien 2-3 × 109 år, vilket är ungefär den halva nuvarande åldern på solen.[21]

Vad gäller massan, är den relativt unga Altair den närmaste stjärnan till solen som är en stjärnparallell av komponent A-den har en massa beräknad 1,7 gånger solmassan. Dubbelstjärnesystemet i sin helhet har vissa likheter till det närliggande systemet Sirius, som har en klass-A primär stjärna och en vit dvärgkompanjon. Sirius A är dock massivare än IK Pegasi A och omloppsbanan av dess kompanjon är mycket större, med en halv storaxel på 30 AU.

IK Pegasi B[redigera | redigera wikitext]

IK Pegasi A är en kompakt vit dvärg. Den här stjärnobjektskategorin har nått slutet på sin evolutionära livstid och genererar inte längre energi genom kärnfusion. Istället utstrålar vita dvärgar vanligtvis stadigt iväg sin överskottsenergi, vanligtvis lagrad värme, blir kallare och svagare under flera miljarder år.[22]

Evolution[redigera | redigera wikitext]

Nästan alla små och medelstora stjärnor (lägre än omkring nio solmassor) slutar som vita dvärgar när de har förbrukat sitt förråd av termonukleärt bränsle.[23] Sådana stjärnor ägnar större delen av sitt energiproducerande liv som en stjärna i huvudserien. Den tid som en stjärna spenderar i huvudserien beror huvudsakligen på dess massa. Livslängden minskar ju större massan är.[24] 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 8 solmassor.[9]

När vätebränslet i kärnan av IK Pegasi B:s föregångare konsumerades utvecklades den till en röd jätte. Den inre kärnan kontrakterade 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 av den horisontella jättegrenen. Det vill säga, den tillhörde en grupp stjärnor som faller på en grovt horisontell linje på Hertzsprung-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 den asymptotiska 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 skapa syre, neon och magnesium.[25][26][27]

En röd jättes yttre hölje, eller det yttre höljet på en stjärna av den asymptotiska jättegrenen, kan expandera till flera hundra gånger solens radie, och får därigenom en radie på omkring 5 × 108 km (3 A.U.) såsom den pulserande stjärnan av den asymptotiska jättegrenen Mira.[28] Det är gott och väl förbi den nuvarande separeringen 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 fått en isotopökning.[5]

Helixnebulosan skapas genom en stjärna som utvecklas till en vit dvärg. Bild från NASA & ESA.

En tid efter att en inert kärna av syre och kol (eller syre, magnesium och neon) skapats, börjar 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 dubbelskaliga fasen är dock instabil, så den producerade termiska pulseringar som orsakade storskaliga massutstötningar från stjärnans yttre hölje.[29] Det här utkastade materialet skapade ett väldigt moln av material kallat planetarisk nebulosa. Allt förutom en liten del av vätehöljet drevs iväg från stjärnan, vilket lämnade bakom en vit dvärgrest som huvudsakligen bestod av den inerta kärnan.[30]

Komposition and struktur[redigera | redigera wikitext]

IK Pegasi B:s inre kan antingen bestå helt och hållet av kol och syre, eller möjligtvis, om dess föregångare genomgick kolförbränning, kan den ha en kärna av syre och neon, omgivet av en mantel berikad med kol och syre.[31][32] Oavsett, så är dess yttre omgivet av en atmosfär bestående av nästan rent väte, som ger stjärnan dess spektraltyp DA. På grund av högre atommassa kommer allt helium i höljet ha sjunkit under väteskiktet.[3] Hela stjärnans massa stöds av elektronförfallstryck, en kvantmekanisk effekt som begränsar mängden materia som kan pressas in i en given volym.

Grafen visar en vit dvärgs teoretiska radie utifrån dess massa. Den gröna kurvan är för en relativistisk elektrongasmodell.

Med en beräknad solmassa på 1,15 anses IK Pegasi B vara en vit dvärg med hög massa.[nb 5] Även om dess radie inte har observerats direkt kan den beräknas från teoretiska relationer mellan massan och radien på vita dvärgar,[33] vilket ger den ett värde på omkring 0,60% av solens radie.[3] En annan källa ger dock värdet 0,72%, så viss osäkerhet kvarstår fortfarande.[4] Stjärnan förpackar alltså en massa som är större än solen in i en volym som är ungefär lika stor som jorden, vilket ger en fingervisning om stjärnans extrema densitet.[nb 6] En vit dvärgs massiva och kompakta karaktär producerar en stark ytgravitation. Astronomer betecknar det här värdet genom decimallogaritmen av gravitationskraften i cgs-enheter, eller log g.. För IK Pegasi B är log g 8,95.[3] I jämförelse är jordens log g 2,99. Ytgravitationen på IK Pegasi är alltså över 900 000 större än gravitationskraften på jorden.[nb 7]

IK Pegasi B:s effektiva yttemperatur beräknas vara omkring 35 500 ± 1,500 K,[5] vilket gör den till en stark källa till ultraviolett strålning.[3][nb 8] 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.[34]

Framtida evolution[redigera | redigera wikitext]

I en avhandling från 1993 identifierade David Wonnacott, Barry J. Kellett och David J. Stickland systemet som en kandidat att utvecklas till en typ 1a-supernova eller en kataklysmisk variabel.[9] I och med att den ligger på 150 ljusår är det den närmaste föregångaren till supernovakandidaten till 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 avsevärt bort från jorden. Den kan då dock fortfarande utgöra ett hot.

Bilden från Hubbleteleskopet visar den pulserande asymptotiska jättegrensstjärnan Mira.

Någon gång i framtiden kommer IK Pegasi A förbruka vätebränslet i dess stjärna 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 dess tidigare radie, eller till och med större. När IK Pegasi A expanderar till den punkt där dess yttre hölje svämmar över dess kompanjons roche-lob kommer en gasformig ackretionsskiva bildas 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.[35]

På den vita dvärgens yta kommer den sammanväxta gasen komprimeras och upphettas. Vid något tillfälle kommer den ackumulerade gasen nå de tillstånd som krävs för att vätefusion ska inträffa, vilket producerar en termisk rusningsreaktion som kommer driva iväg en del av gasen från ytan. Det skulle resultera i en återkommande novaexplosion - en kataklysmisk variabelstjärna - och den vita dvärgens luminositet sklle snabbt öka med flera med flera skenbara magnituder under en flera dagar eller månader lång period.[36] Ett exempel på en sådan stjärna är RS 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 massa väte som behövs för att skapa en rusningsexplosion.[37][38]

Det är möjligt att IK Pegasi B kommer att följa ett liknande mönster.[37] För att ackumulera massa kan bara en del av den sammanväxta gasen dock 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.[39]

En alternativ modell som gör att den vita dvärgen stadigt kan ackumulera massa utan att utbryta som en så kallad CBSS-stjärna, en tät dubbelstjärna som är en supermjuk röntgenkälla. I ett sådant scenario skulle massöverföringsgraden till den nära vita dvärgdubbelstjärnan vara sådan att en stadig furionsförbränning kan bibehållas på ytan när det inkommande vätet förbränns med termonukleär förbränning, för att producera helium. Den här kategorin av supermjuka källor består av vita dvärgar med stor massa och väldigt höga yttemperaturer (0,5 × 106 till 1 × 106 K[40]).[41]

Om den vita dvärgens massa skulle uppnå chandrasekhargränsen på 1,44 solmassor kommer 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 en neutronstjärna. I så fall kommer bara en del av stjärnans massa slungas ut.[42] 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.[43]

En sådan supernovahändelse kan utgöra 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 är som att förflytta sig ett ljusår varje 14 700 år. Efter 5 miljoner år, kommer stjärnan vara separerad från solen med mer än 500 ljusår. En typ 1a-supernova inom tusen parsec tros kunna påverka jorden.[44]

Efter en supernoveexplosion kommer kvarstoden 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 i Vintergatan. 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.[45][46] Supernovaexplosionen kommer skapa en supernovarest av expanderande material som slutligen kommer att gå in i det omgivande interstellära mediet.[47]

Källor[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia

Fotnoter[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ Den absoluta magnituden Mv ges av:
    \begin{smallmatrix} M_v = V + 5(\log_{10} \pi + 1) = 2.762 \end{smallmatrix}
    där V är den visuella magnituden och π är parallaxen. Se:
    Tayler, Roger John (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press. Sid. 16. ISBN 0521458854 
  2. ^ Baserat på:
    \begin{smallmatrix} \frac{L}{L_{sun}} = \left ( \frac{R}{R_{sun}} \right )^2 \left ( \frac{T_{eff}}{T_{sun}} \right )^4 \end{smallmatrix}
    där L är luminositeten, R är radien och Teff är den effektiva temperaturen. Se
    Krimm, Hans (19 augusti 1997). ”Luminosity, Radius and Temperature”. Hampden-Sydney College. http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html. Läst 2007-05-16. 
  3. ^ Egenrörelsen kan man räkna ut genom:
    \begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 77.63\, \end{smallmatrix} mas/y.
    where \mu_\alpha och \mu_\delta är komponenterna av egenrörelsen i RA och Dec., respektivt. Den resulterande tvärgående hastigheten är:
    \begin{smallmatrix} V_t = \mu \cdot 4.74 d\,(\operatorname{pc}) = 16.9\, \end{smallmatrix} km.
    där d(pc) är distansen i parsek. Se:
    Majewski, Steven R. (2006). ”Stellar Motions”. University of Virginia. http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html. Läst 2007-05-14. 
  4. ^ Med Pytagoras sats får man hastigheten genom:
    \begin{smallmatrix} V = \sqrt{{V_r}^2 + {V_t}^2} = \sqrt{11.4^2 + 16.9^2} = 20.4\, \end{smallmatrix} km/s.
    där V_r är radialhastigheten och V_t är den tvärgående hastigheten, respektivt.
  5. ^ De vita dvärgarna är noggrant fördelade omkring den genomsnittliga massan på 0,58 solmassa, och bara 2%. Se:
    Holberg, J. B.; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F. C.; Cruise, A. M.; Penny, A. J. (1998). ”Sirius B: A New, More Accurate View”. The Astrophysical Journal "497" (2): ss. 935–942. doi:10.1086/305489. http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/497/2/935/36707.html. Läst 15 maj 2007.  av alla vita dvärgar hat minst en solmassa.
  6. ^ \begin{smallmatrix} R_{\star} = 0.006 \cdot (6.96 \times 10^8)\,\mbox{m}\;\approx 4,200\, \end{smallmatrix} km.
  7. ^ Ytgravitationen på jorden är 9 780 m/s2, eller 978,0 cm/s2 i cgs-enheter. Således:
    \begin{smallmatrix} \log\ \operatorname{g}=\log\ 978.0=2.99 \end{smallmatrix}
    Logaritmen av gravitationskraftens ratio är 8,95 - 2,99 = 5,96. Så:
    \begin{smallmatrix} 10^{5.96} \approx 912,000 \end{smallmatrix}
  8. ^ EnligtWiens lag skulle en svartkropps högsta utsläpp vid den här temperaturen ha en våglängd av:
    \begin{smallmatrix} \lambda_b = (2.898 \times 10^6 \operatorname{nm\ K})/(35,500\ \operatorname{K}) \approx 82\, \end{smallmatrix} nm
    som ligger i yttre kanten av den ultravioletta delen av det elektromagnetiska spektrumet.

Källhänvisningar[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ [a b c d e f] ”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 2010-11-15. 
  2. ^ [a b c] Kurtz, D. W. (1978). ”Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars”. Astrophysical Journal "221": sid. 869–880. doi:10.1086/156090. http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...221..869K. Läst 2007-05-14. 
  3. ^ [a b c d e f] Barstow, M. A.; Holberg, J. B.; Koester, D. (1994). ”Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society "270" (3): sid. 516. http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.270..516B. Läst 2007-05-15. 
  4. ^ [a b c d e f g h] D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd (1994). ”Pulsational Activity on Ik-Pegasi”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society "267" (4): sid. 1045–1052. http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.267.1045W. Läst 2007-04-14. 
  5. ^ [a b c d e] Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. (1999). ”The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific "105" (690): sid. 841–847. doi:10.1086/133242. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..841L. Läst 2007-02-04. 
  6. ^ [a b c] B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen (1996). ”The chemical composition of IK Pegasi”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society "278" (3): sid. 688–696. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.278..688S. 
  7. ^ [a b] 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 tidskrift "502" (2): sid. 763–787. doi:10.1086/305926. http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/502/2/763/37057.html. Läst 2010-11-15. 
  8. ^ Vallerga, John (1998). ”The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field”. Astrophysical tidskrift "497": sid. 77–115. doi:10.1086/305496. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..921V. Läst 2010-11-15. 
  9. ^ [a b c d] Wonnacott, D.; Kellett, B. J.; Stickland, D. J. (1993). ”IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society "262" (2): sid. 277–284. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.262..277W. Läst 2007-05-15. 
  10. ^ Pickering, Edward Charles (1908). ”Revised Harvard photometry : a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4 (100 mm) meridian photometers”. Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College "50": sid. 182. http://adsabs.harvard.edu/abs/1908AnHar..50....1P. Läst 2007-05-14. 
  11. ^ Staff. ”Spectroscopic Binaries”. University of Tennessee. http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html. Läst 2007-06-09. 
  12. ^ Harper, W. E. (1927). ”The orbits of A Persei and HR 8210”. Publications of the Dominion Astrophysical Observatory "4": sid. 161–169. http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PDAO....4..161H. Läst 2007-05-14. 
  13. ^ M. A. C. Perryman, L. Lindegren, J. Kovalevsky, E. Hoeg, U. Bastian, P. L. Bernacca, M. Crézé, F. Donati, M. Grenon, F. van Leeuwen, H. van der Marel, F. Mignard, C. A. Murray, R. S. Le Poole, H. Schrijver, C. Turon, F. Arenou, M. Froeschlé, C. S. Petersen (1997). ”The HIPPARCOS Catalogue”. Astronomy and Astrophysics "323": sid. L49–L52. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997A&A...323L..49P. Läst 2007-05-14. 
  14. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). General catalogue of stellar radial velocities. Carnegie Institution of Washington. http://adsabs.harvard.edu/abs/1953QB901.W495...... Läst 2007-05-14 
  15. ^ 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 2007-02-27 
  16. ^ [a b] A. Gautschy, H. Saio (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. 
  17. ^ För en förklaring av stjärnfärgerna, se ”The Colour of Stars”. Australia Telescope Outreach and Education. 21 december 2004. http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html. Läst 26 september 2007. 
  18. ^ Templeton, Matthew (2004). ”Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables”. AAVSO. Arkiverad från originalet den 26 oktober 2006. http://web.archive.org/web/20061026110020/http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml. Läst 23 januari 2007. 
  19. ^ 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. 
  20. ^ J. G. Mayer, J. Hakkila (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. 
  21. ^ Anonym (2005). ”Stellar Lifetimes”. Georgia State University. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html. Läst 26 februari 2007. 
  22. ^ Staff (August 29, 2006). ”White Dwarfs & Planetary Nebulas”. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. http://chandra.harvard.edu/xray_sources/white_dwarfs.html. Läst 9 juni 2007. 
  23. ^ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). ”§3, How Massive Single Stars End Their Life”. Astrophysical Journal "591" (1): ss. 288–300. doi:10.1086/375341. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H. Läst 14 augusti 2007. 
  24. ^ 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. 
  25. ^ Staff (August 29, 2006). ”Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction”. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html. Läst 10 augusti 2006. 
  26. ^ Richmond, Michael (October 5, 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. 
  27. ^ Darling, David. ”Carbon burning”. The Internet Encyclopedia of Sciencs. http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html. Läst 15 augusti 2007. 
  28. ^ Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. (August 6, 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. 
  29. ^ Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H. (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. 
  30. ^ Iben, Icko, Jr. (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. 
  31. ^ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. (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. 
  32. ^ Woosley, S. E.; Heger, A. (2002). ”The Evolution and Explosion of Massive Stars” (PDF). Reviews of Modern Physics "74" (4): ss. 1015–1071. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015. http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf. Läst 30 maj 2007. 
  33. ^ ”Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition”. ScienceBits. http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition. Läst 15 maj 2007. 
  34. ^ Imamura, James N. (24 februari 1995). ”Cooling of White Dwarfs”. University of Oregon accessdate=2007-05-19. Arkiverad från originalet den 2 maj 2007. http://web.archive.org/web/20070502023430/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html. 
  35. ^ K. A. Postnov, L. R. Yungelson (2006). ”The Evolution of Compact Binary Star Systems”. Living Reviews in Relativity. http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html. Läst 16 maj 2007. 
  36. ^ Malatesta, K.; Davis, K. (May 2001). ”Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae”. AAVSO. Arkiverad från originalet den 19 maj 2007. http://web.archive.org/web/20070519171223/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml. Läst 20 maj 2007. 
  37. ^ [a b] Malatesta, Kerri (May 2000). ”Variable Star Of The Month—May, 2000: RS Ophiuchi”. AAVSO. Arkiverad från originalet den 5 april 2007. http://web.archive.org/web/20070405021933/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0500.shtml. Läst 15 maj 2007. 
  38. ^ Hendrix, Susan (July 20, 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. 
  39. ^ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. (2000). ”The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae”. Astronomy and Astrophysics "362": ss. 1046–1064. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..8444L. Läst 20 maj 2007. 
  40. ^ 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. 
  41. ^ Di Stefano, Rosanne (February 28–March 1, 1996). "Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae" (PDF). J. Greiner Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources, Garching, Germany: Springer-Verlag. ISBN 3540613900. Hämtat 2007-05-19. 
  42. ^ Fryer, C. L.; New, K. C. B. (January 24, 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. 
  43. ^ Staff (29 augusti 2006). ”Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction”. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index8.html. Läst 10 augusti 2006. 
  44. ^ Richmond, Michael (2005-04-08). ”Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth?” (TXT). http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt. Läst 30 mars 2006. —se sektion 4.
  45. ^ Hansen, Brad M. S. (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. 
  46. ^ Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B. (2000). ”Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences”. The Astrophysical Journal Supplement Series "128": ss. 615–650. doi:10.1086/313392. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K. Läst 4 februari 2007. 
  47. ^ Staff (September 7, 2006). ”Introduction to Supernova Remnants”. NASA/Goddard. http://agile.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html. Läst 20 maj 2007. 

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]