IK Pegaso

IK Pegasus (IK Pegasi, abreviado IK Peg, o HR 8210 ) es una estrella doble en la constelación de Pegaso . Se encuentra a una distancia de unos 150 años luz del sistema solar y su luminosidad es suficiente para ser visible a simple vista .

El componente principal ( IK Pegasus A ) es una estrella de secuencia principal de tipo espectral A que se clasifica como una estrella variable tipo Delta Scuti y exhibe ligeras pulsaciones en brillo con una frecuencia de cambio de brillo de aproximadamente 22,9 veces por día [4] . Su compañera ( IK Pegasus B ) es una enana blanca masiva  , una estrella que ha abandonado la secuencia principal y ya no produce energía por fusión . Se orbitan entre sí con un período de 21,7 días a una distancia media de unos 31 millones de km , o 0,21 unidades astronómicas (AU) entre sí, que es menor que el radio de la órbita de Mercurio .

IK Pegasus B  es el candidato conocido más cercano para una futura supernova . Tan pronto como la estrella principal del sistema comience a convertirse en una gigante roja , crecerá hasta un radio en el que la enana blanca puede aumentar su masa acumulando materia de la envoltura gaseosa expandida. Cuando una enana blanca alcanza el límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares , puede explotar como una supernova de tipo Ia [12] .

Historial de observaciones

Por primera vez esta estrella fue catalogada en 1862 , en la Bonn Review con el número BD +18°4794B. Posteriormente, en 1908, apareció en el Catálogo Revisado de Harvard como HR 8210 [13] . La designación IK Pegasus se le asignó después de que se descubriera su variabilidad, de acuerdo con la nomenclatura para la designación de estrellas variables propuesta por Friedrich Argelander .

El estudio de las características espectrales de esta estrella mostró un cambio característico de las líneas de absorción en el sistema binario . Este cambio ocurre cuando la estrella se mueve en su órbita, primero hacia el observador y luego alejándose del observador, creando un cambio Doppler periódico en las líneas espectrales. Las mediciones de este desplazamiento permiten a los astrónomos determinar la velocidad orbital relativa de al menos una de las estrellas, incluso si no pueden resolver los componentes individuales [14] .

En 1927, el astrónomo canadiense William E. Harper usó este método para determinar el período orbital del binario espectroscópico IK Pegasus y descubrió que era de 21,724 días . Además, originalmente asumió que la excentricidad de la órbita es 0.027. (Estimaciones posteriores muestran que la excentricidad es efectivamente cero, lo que es indicativo de una órbita circular) [12] . La velocidad máxima del componente principal a lo largo de la línea de visión desde la Tierra es de 41,5 km/s [15] .

La distancia al sistema IK Pegasus se puede medir directamente a partir de las observaciones del paralaje de la estrella , ya que está lo suficientemente cerca. Este desplazamiento periódico fue medido con gran precisión por el satélite astrométrico Hipparcos , que permitió estimar la distancia a la estrella en 150 ± 5 años luz [16] . Hipparcos también midió el movimiento propio de este sistema (pequeño desplazamiento angular de IK Pegasus en el cielo debido a su movimiento en el espacio)

La distancia conocida y el movimiento propio del sistema permiten estimar la velocidad transversal de IK Pegasus , que resultó ser de 16,9 km/s [nota 3] . El tercer componente del movimiento, la velocidad radial, se puede calcular a partir del cambio promedio hacia el lado rojo o azul del espectro estelar. El catálogo general de velocidades radiales estelares ( Catalogue of Stellar Radial Velocities ) indica que la velocidad radial para este sistema es −11,4 km/s [17] . La combinación de movimientos radiales y transversales da una velocidad espacial de 20,4 km/s con respecto al Sol [nota 4] .

En 2000, se hizo un intento de fotografiar los componentes individuales de este sistema binario usando el Telescopio Espacial Hubble , pero las estrellas estaban demasiado cerca para ser resueltas individualmente [18] . Mediciones recientes realizadas por el observatorio ultravioleta orbital EUVE ( Extreme Ultraviolet Explorer ) dieron una estimación más precisa del período orbital de 21,72168 (9) días [19] . Se supone que la inclinación del plano de la órbita del sistema a la línea de visión es cercana a los 90°, es decir, se puede ver desde la Tierra casi de canto. En este caso, es posible observar eclipses periódicos de la componente principal por parte de una enana blanca [8] .

IK Pegasus A

El diagrama de Hertzsprung-Russell muestra la relación entre la luminosidad y el índice de color de muchas estrellas. IK Peg A se encuentra actualmente en la secuencia principal , es decir, pertenece al grupo de estrellas en las que la liberación de energía la proporciona la combustión termonuclear del hidrógeno . Sin embargo, IK Peg A se encuentra en una banda estrecha, casi vertical en el diagrama de Hertzsprung-Russell, que se conoce como banda de inestabilidad . El brillo de las estrellas en esta banda fluctúa como resultado de las pulsaciones periódicas de la superficie de la estrella [21] .

Las pulsaciones ocurren como resultado de un proceso llamado mecanismo kappa . Parte de la atmósfera exterior de la estrella se vuelve ópticamente opaca debido a la ionización parcial de elementos individuales. Cuando estos átomos pierden un electrón , es más probable que absorban energía. Esto conduce a un aumento de la temperatura, lo que conduce a la expansión de la atmósfera. La atmósfera expandida se vuelve menos ionizada y pierde energía, lo que hace que se enfríe y se encoja. Como resultado de este ciclo, aparecen pulsaciones periódicas de la atmósfera y los correspondientes cambios en el brillo [21] .

Las estrellas en el área de la franja de inestabilidad que atraviesa la secuencia principal se denominan variables Delta Scuti (δ Sct). Tales variables, para las cuales Delta Scuti se convirtió en el prototipo , suelen ser estrellas del tipo espectral de A2 a F8 y la clase de luminosidad de III ( subgigantes ) a V (estrellas de secuencia principal). Estas estrellas son variables de período corto con pulsaciones regulares entre 0,025 y 0,25 días. Las estrellas del tipo δ Sct tienen abundancia de elementos pesados, similares al sol (ver Metalicidad ), y una masa de 1,5 a 2,5 M ⊙ [22] . La frecuencia de las pulsaciones de IK Pegasus A se ha estimado en 22,9 ciclos por día, o una vez cada 63 minutos [4] .

Los astrónomos definen la metalicidad de una estrella como la presencia en su atmósfera de elementos químicos que tienen un número atómico mayor que el helio (todos los cuales se denominan metales en astrofísica). Este valor se mide mediante el análisis espectral de la atmósfera y luego se estima en comparación con los resultados de los modelos estelares precalculados. En el caso de IK Pegasus A , la metalicidad [M/H] es 0,07±0,20. Tal registro da el logaritmo de la relación entre la abundancia de metales (M) y el hidrógeno (H), menos el logaritmo de la metalicidad del Sol. (Así, si la estrella tiene la misma metalicidad que el Sol, entonces el valor del logaritmo será cero). Dentro del error, la metalicidad de IK Pegasus A coincide con la solar.

El espectro de estrellas como IK Peg A muestra fuertes líneas Balmer de hidrógeno junto con líneas de absorción de metales ionizados, incluidas las líneas K de calcio ionizado (Ca II) a 393,3 nm [23] . El espectro IK de Peg A se clasifica como Am marginal (o "Am: "); esto significa que el espectro de esta estrella muestra líneas de absorción de metal algo mejoradas en comparación con una estrella típica de clase A [5] . Las estrellas de tipo espectral Am suelen ser miembros de sistemas binarios cercanos con una compañera de aproximadamente la misma masa que la observada en el caso de IK Pegasus [24] .

Las estrellas de tipo espectral A son más calientes y más masivas que el Sol, pero, como resultado, el tiempo de vida de una estrella en la secuencia principal es correspondientemente más corto. Para una estrella con una masa similar a IK Peg A (1,65 solar), el tiempo de vida estimado de la secuencia principal es de 2 a 3 mil millones de años , que es aproximadamente la mitad de la edad actual del Sol [25] .

En términos de masa, la estrella análoga más cercana a nosotros del mismo tipo espectral y tipo de variabilidad es la relativamente joven Altair , cuya masa es de 1,7 M ⊙ . En general, el sistema binario tiene algunas similitudes con Sirio , que consiste en una estrella principal de clase espectral A y una compañera enana blanca. Sin embargo, Sirius A es una estrella más masiva que IK Pegasus A , y la órbita de su compañera es mucho más grande, con un semieje mayor de 20 AU. mi.

IK Pegasus B

La estrella compañera IK Pegasi B es una enana blanca densa. Las estrellas de esta clase han llegado al final de sus vidas y ya no producen energía a través de la fusión nuclear. En cambio, en circunstancias normales, una enana blanca irradiará constantemente un exceso de energía, volviéndose más fría y más tenue, durante muchos miles de millones de años [26] .

Pre-evolución

Casi todas las estrellas de masa baja y media (menos de unas 9 masas solares) eventualmente, habiendo agotado sus reservas de hidrógeno, se convierten en enanas blancas [27] . Tales estrellas pasan la mayor parte de su vida "activa" en la secuencia principal. La cantidad de tiempo que dedican a la secuencia principal depende principalmente de su masa: la vida útil disminuye al aumentar la masa [28] . Por lo tanto, IK Peg B debe haber sido más masivo que el componente A antes de convertirse en una enana blanca . Se cree que la estrella madre IK Peg B tenía una masa de entre 5 y 8 masas solares [12] .

Después de que se agotó el combustible de hidrógeno en el núcleo del antepasado IK Peg B , se convirtió en una gigante roja. El núcleo interno se contrajo hasta el punto en que comenzó la combustión de hidrógeno en la capa que rodeaba el núcleo de helio. Para compensar el aumento de temperatura, la capa exterior se expandió muchas veces sobre el radio que tenía la estrella mientras estaba en la secuencia principal. Cuando se alcanzó en el núcleo la temperatura y la densidad a las que podía comenzar la combustión del helio , el gigante cambió a la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell. La fusión de helio forma un núcleo inerte compuesto de carbono y oxígeno. Cuando se agotó el helio en el núcleo, apareció una capa de helio en llamas a su alrededor además de la capa de hidrógeno en llamas, y la estrella entró en la llamada rama gigante asintótica , o AGB. (Esta es la rama que va a la esquina superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell). Si la estrella tenía suficiente masa, entonces puede comenzar la quema de carbono en el núcleo y la producción de oxígeno , neón y magnesio como resultado de esta quema [29] [30] [31] .

La capa exterior de una estrella gigante roja o AVG puede expandirse a varios cientos de radios solares, hasta 500 millones de km (3 UA) , como en el caso de la estrella AVG pulsante Mira [32] . Esta distancia está mucho más allá de la distancia promedio actual entre dos estrellas en el sistema IK Pegasus , por lo que durante este período de tiempo las dos estrellas compartieron una capa común. Como resultado, la atmósfera de IK Pegasus A puede haberse enriquecido en isótopos de varios elementos [8] .

Algún tiempo después, se formó un núcleo inerte de oxígeno-carbono (u oxígeno-magnesio-neón) y comenzó a producirse una fusión termonuclear en dos capas concéntricas que rodeaban el núcleo; el hidrógeno comenzó a arder en la capa exterior y el helio alrededor del núcleo inerte. Sin embargo, esta fase de combustión en la doble capa es inestable, lo que condujo a impulsos térmicos que provocaron eyecciones de masa a gran escala desde la capa exterior de la estrella [33] . A partir de este material expulsado se formó una enorme nube llamada nebulosa planetaria . Toda la capa de hidrógeno fue expulsada de la estrella, a excepción de una pequeña parte que rodea el remanente: una enana blanca, que consiste principalmente en un núcleo inerte [34] .

Propiedades y estructura

IK Pegasus B puede estar compuesto completamente de carbono y oxígeno, pero también puede, si la quema de carbono comenzó en su estrella progenitora , tener un núcleo de oxígeno-neón rodeado por una capa enriquecida en carbono y oxígeno [35] [36] . En cualquier caso, el exterior de IK Peg B está cubierto por una atmósfera de hidrógeno casi puro, lo que permite clasificar a esta enana blanca como de tipo espectral DA . Debido a la mayor masa atómica , el helio en la capa se "hundirá" en la capa de hidrógeno [7] . La masa total de una estrella está limitada por la presión del gas degenerado de electrones  , un efecto mecánico cuántico que limita la cantidad de materia que se puede comprimir en un volumen dado.

Estimando la masa de IK Pegasus B en 1,15 masas solares, los astrónomos la consideran una enana blanca muy masiva [nota 5] . Aunque su radio no se observa directamente, se puede estimar a partir de las relaciones teóricas conocidas entre la masa y el radio de una enana blanca [37] , lo que da un valor de alrededor del 0,6 % del radio del Sol [7] (otra fuente da un valor de 0,72%, por lo que queda cierta incertidumbre en este resultado) [4] . Así, esta estrella con una masa mayor que la del sol está encerrada en un volumen menor que el de la Tierra, lo que indica la altísima densidad de este objeto [nota 6] .

La enana blanca masiva y al mismo tiempo compacta proporciona una poderosa fuerza de gravedad en la superficie de la estrella. Los astrónomos han designado esta cantidad en términos del logaritmo decimal de la fuerza gravitacional en unidades CGS , o lg g . Para IK Pegasus, B lg g es 8,95 [7] . A modo de comparación, lg g en la Tierra es 2,99. Por lo tanto, la fuerza de gravedad en la superficie de IK Pegasus B es más de 900 000 veces mayor que la fuerza de gravedad en la Tierra [nota 7] .

La temperatura superficial efectiva de IK Pegasi B se estima en 35 500 ± 1500 K [8] , lo que la convierte en una poderosa fuente de radiación ultravioleta [7] [nota 8] . En ausencia de un compañero, esta enana blanca se enfriaría gradualmente (durante miles de millones de años), mientras que su radio permanecería prácticamente sin cambios [38] .

Evolución futura del sistema binario

En 1993, David Wonnacott , Barry J. Kellett y David J. Stickland propusieron que el sistema IK Pegasus podría eventualmente convertirse en una supernova de Tipo Ia o convertirse en una variable catastrófica [12] . A 150 años luz de distancia, es el candidato a supernova más cercano a la Tierra. Sin embargo, llevará tiempo que el sistema evolucione a un estado en el que pueda ocurrir una explosión de supernova. Durante este tiempo, se moverá a una distancia considerable de la Tierra.

Llegará un momento en que IK Pegasus A saldrá de la secuencia principal y comenzará a convertirse en una gigante roja. El caparazón de una estrella roja puede crecer hasta un tamaño significativo, 100 veces su radio actual. Cuando la capa exterior de IK Peg A alcance el lóbulo de Roche de su compañera , se comenzará a formar un disco de acreción gaseoso alrededor de la enana blanca. Este gas, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, se acumulará en la superficie del satélite. La transferencia de masa entre estrellas también conducirá a su acercamiento mutuo [39] .

El gas acumulado en la superficie de la enana blanca comenzará a encogerse y calentarse. En algún punto del gas acumulado, pueden desarrollarse las condiciones necesarias para la combustión termonuclear del hidrógeno, y las explosiones termonucleares más poderosas que han comenzado barrerán parte del gas de la superficie de la enana blanca. Esto conducirá a cambios catastróficos periódicos en la luminosidad del sistema IK Pegasus : aumentará rápidamente en varios órdenes de magnitud durante varios días o meses [40] . Un ejemplo de una estrella de este tipo es el sistema RS Ophiuchus  , una estrella binaria que consta de una gigante roja y una compañera enana blanca. RS Ophiuchi es una nova repetida que ha experimentado al menos seis estallidos cada vez que la acumulación alcanza la masa crítica de hidrógeno necesaria para producir una explosión colosal [41] [42] .

Es muy posible que IK Pegasus se desarrolle siguiendo un patrón similar [41] . Sin embargo, incluso en explosiones termonucleares tan poderosas, solo una parte del gas acumulado está involucrada: la otra parte es expulsada al espacio o permanece en la superficie de la enana blanca. Por lo tanto, con cada ciclo, una enana blanca puede aumentar constantemente su masa y continuar acumulando una capa de hidrógeno a su alrededor [43] .

Un modelo alternativo que permite que una enana blanca acumule masa de manera constante sin entrar en erupción se denomina fuente de rayos X supersuave binaria cerrada CBSS [ es . En este escenario, la tasa de transferencia de masa a la enana blanca en un binario cercano es tal que el hidrógeno entrante se quema gradualmente en fusión para convertirse en helio. Esta categoría de fuentes de rayos X supersuaves consiste en enanas blancas de gran masa con temperaturas superficiales muy altas ( 0,5–1 millón K [44] ) [45] .

Si, durante la transferencia de masa por acreción, la masa de la enana blanca alcanza el límite de Chandrasekhar de 1,44 M ⊙ , la presión del gas de electrones degenerados ya no soportará a la enana blanca y colapsará. Si el núcleo está compuesto principalmente de oxígeno, neón y magnesio, entonces la enana blanca colapsada puede formar una estrella de neutrones. En este caso, solo una parte de la masa de la estrella será expulsada como resultado de la explosión [46] . Si el núcleo es carbono-oxígeno, entonces el aumento de la presión y la temperatura comenzarán a quemar carbono en el centro de la estrella incluso antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar. El dramático resultado de esto será el lanzamiento de una reacción de fusión termonuclear, en la que una parte significativa de la materia de la estrella entrará en poco tiempo. Esto será suficiente para que la estrella se convierta en una supernova de tipo Ia [47] en una explosión catastrófica .

Tal explosión de supernova podría representar una amenaza para la vida en la Tierra. Se cree que es poco probable que el componente principal de la estrella, IK Peg A , se convierta en una gigante roja en un futuro cercano. Como se mostró anteriormente, la velocidad espacial de la estrella en relación con el Sol es de 20,4 km/s. Esto equivale a moverse una distancia de un año luz cada 14.700 años . Por ejemplo, después de 5 millones de años, la estrella se alejará del Sol más de 500 años luz. No se cree que las supernovas de tipo Ia de más de mil parsecs ( 3300 años luz) afecten la vida en la Tierra. [48] ​​.

Después de una explosión, una enana blanca de supernova puede colapsar por completo o perder solo una parte de su masa, y en la capa en expansión, la descomposición radiactiva del níquel comenzará a convertirse en cobalto y luego en hierro , que proporcionará energía para el brillo de la capa. Es probable que el sistema binario se desintegre como resultado de la explosión. A partir de ahora, IK Pegasus B , si sobrevive, evolucionará como una enana blanca solitaria. La velocidad espacial relativa del remanente de la estrella donante IK Pegasus A expulsada del sistema puede alcanzar los 100-200 km/s , lo que la colocará entre las estrellas de movimiento más rápido de la galaxia . La evolución posterior de IK Peg A será casi la misma que la de su compañera: habiendo superado la etapa de gigante roja, se despojará de su capa exterior y se convertirá en una enana blanca de rápido movimiento [49] [50] . Una explosión de supernova también creará una capa de gas y polvo en expansión que eventualmente se fusionará con el medio interestelar circundante [51] .

Notas

1. ↑ Magnitud absoluta M v = V + 5 (log π + 1) = 2.762, donde V  es la magnitud aparente y π  es la paralaje. Véase: Taylor, Roger John. Las estrellas: su estructura y evolución . - Prensa de la Universidad de Cambridge , 1994. - P.  16 . — ISBN 0521458854 . (Inglés)  
2. ↑ 1 2 Calculado a partir de ( L / L ☉ ) = ( R / R ☉ ) 2 ( T eff / T ☉ ) 4 , donde L  es la luminosidad, R  es el radio y T eff  es la temperatura efectiva de la estrella, índice ☉ se refiere a los parámetros correspondientes Sun. Ver: Krimm, Hans Luminosity, Radius and Temperature (inglés) (enlace no disponible) . Hampden-Sydney College (19 de agosto de 1997). Archivado desde el original el 8 de mayo de 2003.   
3. ↑ El movimiento propio total se da como:  milésimas de segundo de arco/año, donde y son las componentes del movimiento propio en ascensión recta y declinación, respectivamente. Como resultado, la velocidad lateral:  kilómetros, donde d  es la distancia en parsecs. Ver: Majewski, Steven R. Stellar Motions (inglés) (enlace no disponible) . Universidad de Virginia (2006). Archivado desde el original el 25 de enero de 2012.   
4. ↑ Por el teorema de Pitágoras , la velocidad total sería:  km/s, donde V r y V t  son las velocidades radial y transversal, respectivamente.
5. ↑ Las masas de las enanas blancas se concentran alrededor de un valor de masa promedio de 0,58 masas solares, y solo el 2 % de todas las enanas blancas tienen una masa igual o mayor que la masa del Sol. Véase:
   Holberg, JB; Barstow, MA; Bruhweiler, FC; Crucero, AM; Penny, AJ Sirius B: una vista nueva y más precisa  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1998. - Vol. 497 , núm. 2 . - Pág. 935-942 . -doi : 10.1086/ 305489 .  (Inglés)
6. ↑ R * = 0,006 R ☉ = 0,006 7⋅10 8 m = 4200 km.
7. ↑ La fuerza de la gravedad en la superficie de la Tierra es 9,780 m/s 2 , o 978,0 cm/s 2 en unidades CGS. De aquí: El logaritmo de la razón de la gravedad es 8,95 − 2,99 = 5,96. Por lo tanto, la relación de gravedad es 105,96 ≈ 912000 .
8. ↑ De la ley de desplazamiento de Wien , la energía de radiación de un cuerpo absolutamente negro es máxima a una temperatura dada a una longitud de onda λ b \u003d (2.898⋅10 6 nm K) / (35,500 K) ≈ 82 nm , que se encuentra en el ultravioleta lejano parte del espectro electromagnético .

1. ↑ Objeto y alias  (inglés)  (enlace no disponible) . Observaciones de estrellas y exoplanetas de NASA/IPAC/NExSci . Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
2. ↑ IK Pegasi  . Alcyone.de. Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Resultado de la consulta SIMBAD : HD 204188 - Binario espectroscópico  . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Estrasburgo. Archivado desde el original el 30 de junio de 2012. — Nota: algunos parámetros se obtuvieron haciendo clic en el botón "Mostrar todas las medidas".
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd. Actividad pulsacional en Ik-Pegasi  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1994. - vol. 267 , núm. 4 . - P. 1045-1052 . Archivado desde el original el 20 de noviembre de 2017.  (Inglés)
5. ↑ 1 2 Kurtz, DW Metalicismo y pulsación - Las estrellas marginales de la línea metálica  (ing.)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1978. - Vol. 221 . - Pág. 869-880 . -doi : 10.1086/ 156090 . Archivado desde el original el 3 de noviembre de 2017.  (Inglés)
6. ↑ 1 2 3 B. Smalley, KC Smith, D. Wonnacott, CS Allen. La composición química de IK Pegasi  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - Prensa de la Universidad de Oxford , 1996. - vol. 278 , núm. 3 . - P. 688-696 . Archivado desde el original el 14 de noviembre de 2017.  (Inglés)
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 Barstow, MA; Holberg, JB; Koester, D. Espectrofotometría ultravioleta extrema de HD16538 y HR: 8210 Ik-Pegasi  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista  . - Oxford University Press , 1994. - vol. 270 , núm. 3 . - Pág. 516 . Archivado desde el original el 20 de noviembre de 2017.  (Inglés)
8. ↑ 1 2 3 4 5 Landsman, W.; Simón, T.; Bergeron, P. Los compañeros enanos blancos calientes de HR 1608, HR 8210 y HD 15638  // Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico  : revista  . - 1999. - vol. 105 , núm. 690 . - P. 841-847 . -doi : 10.1086/ 133242 . Archivado desde el original el 26 de febrero de 2008.  (Inglés)
9. ↑ Skiff BA Catálogo General de Clasificaciones Espectrales Estelares (Versión 2013-Jul) - 2014. - Vol. 1. - S. 2023.
10. ↑ Barstow M. A., Barstow J. K. , Casewell S. L., Holberg J. B., Hubeny I. Evidencia de un origen externo de elementos pesados ​​en  enanas blancas DA calientes // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2014. - Vol. 440, edición. 2.- Pág. 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. Velocidades de rotación de estrellas tipo A en el hemisferio norte. II. Medida de v sini  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2002. - vol. 393, edición. 3.- Pág. 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.; Kellet, BJ; Stickland, DJ IK Peg: un sistema cercano, de período corto, similar a Sirio  (inglés)  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista. - Prensa de la Universidad de Oxford , 1993. - vol. 262 , núm. 2 . - pág. 277-284 . Archivado desde el original el 7 de enero de 2016.  (Inglés)
13. ↑ Pickering, Edward Charles. Fotometría de Harvard revisada: un catálogo de las posiciones, magnitudes fotométricas y espectros de 9110 estrellas, principalmente de magnitud 6,50 y más brillantes observadas con los fotómetros meridianos de 2 y 4 pulgadas  //  Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College: revista. - 1908. - Vol. 50 . — Pág. 182 . Archivado desde el original el 31 de agosto de 2019.  (Inglés)
14. ↑ Personal. Binarias Espectroscópicas  . Universidad de Tennessee. Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
15. ↑ Harper, W.E. Las órbitas de A Persei y HR 8210  // Publicaciones del Observatorio Astrofísico Dominion. - 1927. - T. 4 . - S. 161-169 . Archivado desde el original el 7 de abril de 2006.  (Inglés)
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. Catálogo HIPPARCOS  // Astronomía y Astrofísica  . - EDP Ciencias , 1997. - vol. 323 . -P.L49- L52 .  (Inglés)
17. ↑ Wilson, Ralph Elmer. Catálogo general de velocidades radiales estelares . - Institución Carnegie de Washington, 1953. Archivado el 5 de octubre de 2018 en Wayback Machine . 
18. ↑ Burleigh, MR; Barstow, MA; Bond, HE; Holberg, JB (28 de julio a 1 de agosto de 2001). "Resolución de binarios similares a Sirio con el telescopio espacial Hubble" . En provenzal, JL; Shipman, H. L.; McDonald, J.; Goodchild, S. Actas del 12º Taller Europeo sobre Enanas Blancas . San Francisco: Sociedad de Astronomía del Pacífico. pags. 222. ISBN 1-58381-058-7 . Archivado desde el original el 14 de noviembre de 2017. Parámetro obsoleto utilizado |deadlink=( ayuda );Consulta la fecha en |date=( ayuda en español ) (Inglés)
19. ↑ Vennes, S.; cristiano, DJ; Thorstensen, JR Hot White Dwarfs en el Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions  //  The Astrophysical Journal  : diario. - Ediciones IOP , 1998. - Vol. 502 , núm. 2 . - Pág. 763-787 . -doi : 10.1086/ 305926 .  (enlace no disponible  )
20. ↑ Para una explicación de exactamente este color de estrellas, ver: El color de las estrellas  (ing.) . Australia Telescope Outreach and Education (21 de diciembre de 2004). Archivado desde el original el 24 de agosto de 2011.
21. ↑ 1 2 A. Gautschy, H. Saio. Pulsaciones estelares a través del diagrama HR: Parte 1   // Revisión anual de astronomía y astrofísica. - Revisiones Anuales , 1995. - Vol. 33 . - Pág. 75-114 . -doi : 10.1146 / annurev.aa.33.090195.000451 . Archivado desde el original el 29 de febrero de 2008.  (Inglés)
22. ↑ Templeton, Matthew Estrella variable de la temporada: Delta Scuti y las variables Delta Scuti (enlace no disponible) . AAVSO (2004). Archivado desde el original el 28 de octubre de 2004. (indefinido) 
23. ↑ Smith , espectros estelares de Gene . Centro de Astrofísica y Ciencias Espaciales de la Universidad de California, San Diego (16 de abril de 1999). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012. 
24. ↑ JG Mayer, J. Hakkila. Efectos fotométricos de la binaridad en los colores de banda ancha de estrellas AM   // Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense : diario. - Sociedad Astronómica Americana , 1994. - Vol. 26 . - Pág. 868 . Archivado desde el original el 3 de noviembre de 2017.  (Inglés)
25. ↑ Anónimo. Vidas estelares  . Universidad Estatal de Georgia (2005). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
26. ↑ Personal. Enanas blancas y  nebulosas planetarias . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (29 de agosto de 2006). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
27. ↑ Heger, A.; Freidora, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH §3, Cómo terminan sus vidas las estrellas solitarias masivas  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2003. - Vol. 591 , núm. 1 . - P. 288-300 . -doi : 10.1086/ 375341 . Archivado desde el original el 27 de agosto de 2018.  (Inglés)
28. ↑ Seligman, Courtney The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars  ( 2007). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
29. ↑ Personal. Evolución Estelar - Ciclos de Formación y  Destrucción . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (29 de agosto de 2006). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
30. ↑ Richmond, Michael Etapas tardías de evolución para estrellas de baja masa  (inglés)  (enlace no disponible) . Instituto de Tecnología de Rochester (5 de octubre de 2006). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
31. ↑ Darling, David Carbon Burning  (inglés)  (enlace no disponible) . La Enciclopedia de Internet de la Ciencia. Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
32. ↑ Salvaje, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. Hubble separa estrellas en el  sistema binario Mira . Centro de noticias HubbleSite (6 de agosto de 1997). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
33. ↑ Oberhummer, H.; Csoto, A.; Schlattl, H. Tasas de producción estelar de carbono y su abundancia en el universo  (inglés)  // Ciencia: revista. - 2000. - vol. 289 , núm. 5476 . - P. 88-90 . -doi : 10.1126 / ciencia.289.5476.88 . —PMID 10884230 . Archivado desde el original el 15 de septiembre de 2009.  (Inglés)
34. ↑ Iben, Icko, Jr. Evolución estelar única y binaria  (inglés)  // The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1991. - Vol. 76 . - Pág. 55-114 . -doi : 10.1086/ 191565 . Archivado desde el original el 11 de octubre de 2007.  (Inglés)
35. ↑ Gil-Pons, P.; García-Berro, E. Sobre la formación de enanas blancas de oxígeno-neón en sistemas binarios cerrados  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Ciencias , 2001. - Vol. 375 . - P. 87-99 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20010828 . Archivado desde el original el 14 de noviembre de 2017.  (Inglés)
36. ↑ Woosley, SE; Heger, A. La evolución y explosión de estrellas masivas  // Reseñas de física moderna. - 2002. - T. 74 , N º 4 . - S. 1015-1071 . -doi : 10.1103 / RevModPhys.74.1015 . Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2007.  (Inglés)
37. ↑ Estimación de parámetros estelares a partir de la equipartición  de energía . bits de ciencia. Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
38. ↑ Imamura, James N. Cooling of White Dwarfs  (inglés)  (enlace no disponible) . Universidad de Oregón (24 de febrero de 1995). Archivado desde el original el 27 de febrero de 1997.
39. ↑ KA Postnov, LR Yungelson. The Evolution of Compact Binary Star Systems  (inglés)  (enlace no disponible) . Reseñas vivas en relatividad (2006). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
40. ↑ Malatesta, K.; Davis, K. Estrella variable del mes: una mirada histórica a Novae  (inglés)  (enlace no disponible) . AAVSO (mayo de 2001). Archivado desde el original el 6 de noviembre de 2003.
41. ↑ 1 2 Malatesta, Kerri R. S. Ophiuchi . VSOccessdate = (mayo de 2000). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012. (indefinido)
42. ↑ Hendrix, Susan Los científicos ven Storm Before the Storm en Future  Supernova . NASA (20 de julio de 2007). Archivado el 12 de mayo de 2020.
43. ↑ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. La evolución de los sistemas binarios de estrella de secuencia principal + enana blanca hacia supernovas de tipo Ia  (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. - EDP Ciencias , 2000. - vol. 362 . - P. 1046-1064 . Archivado desde el original el 9 de noviembre de 2017.  (Inglés)
44. ↑ Langer, N.; Yoon, SC-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). “Sobre la evolución de binarias interactuantes que contienen una enana blanca” . En Gansicke, BT; Beuermann, K.; Rein, K. La física de las variables cataclísmicas y los objetos relacionados, Actas de la conferencia ASP . San Francisco, California: Sociedad Astronómica del Pacífico. pags. 252. Archivado desde el original el 3 de noviembre de 2017. Parámetro obsoleto utilizado |deadlink=( ayuda ) (Inglés)
45. ↑ Di Stefano, Rosanne (28 de febrero a 1 de marzo de 1996). "Fuentes luminosas de rayos X supersuaves como progenitores de supernovas de tipo Ia" . En J. Greiner. Actas del Taller internacional sobre fuentes de rayos X superblandas . Garching, Alemania: Springer-Verlag. ISBN 3-540-61390-0 . Archivado desde el original (PDF) el 23 de octubre de 2007. Consulta la fecha en |date=( ayuda en español ) Archivado el 23 de octubre de 2007 en Wayback Machine . 
46. ↑ Freidora, CL; Nuevo escenario de colapso de KCB 2.1  . Ondas gravitacionales del colapso gravitacional . Max-Planck-Gesellschaft (24 de enero de 2006). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
47. ↑ Personal. Evolución Estelar - Ciclos de Formación y  Destrucción . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (29 de agosto de 2006). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012.
48. ↑ Richmond, Michael ¿Una supernova cercana pondrá en peligro la vida en la Tierra?  (inglés) (TXT)  (enlace no disponible) (8 de abril de 2005). Archivado desde el original el 30 de junio de 2012. Sección 4.
49. ↑ Hansen, Brad MS Tipo Ia Supernovas y enanas blancas de alta velocidad  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2003. - Vol. 582 , núm. 2 . - P. 915-918 . -doi : 10.1086/ 344782 . Archivado desde el original el 20 de noviembre de 2017.  (Inglés)
50. ↑ Marietta, E.; Madrigueras, A.; Fryxell, B. Explosiones de supernova de tipo Ia en sistemas binarios: el impacto en la estrella secundaria y sus consecuencias  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2000. - Vol. 128 . - Pág. 615-650 . -doi : 10.1086/ 313392 . Archivado desde el original el 3 de marzo de 2008.  (Inglés)
51. ↑ Personal. Introducción a los Remanentes  de Supernova . NASA/Goddard (7 de septiembre de 2006). Archivado desde el original el 11 de mayo de 2012.

Enlaces

• Davies, Ben Supernova events  (inglés) (2006). Archivado desde el original el 26 de mayo de 2012.
• Tzekova, Svetlana Yordanova IK Pegasi (HR 8210)  (inglés) . ESO (Organización Europea para la Investigación Astronómica en el Hemisferio Sur) (2004). Archivado desde el original el 26 de mayo de 2012.