IK Pegasi

IK Pegasi A / B A kép leírása, az alábbiakban szintén kommentálva IK Pegasi helyzete a Pegasus csillagképben Megfigyelési adatok
( J2000.0 korszak )
Jobb felemelkedés 21 óra  26 m  26,6607 s
Deklináció 19 ° 22 ′ 32.316 ″
csillagkép Pegazus
Látszólagos nagyság 6,078 / 

Helyszín a csillagképben: Pegasus

(Lásd a csillagkép helyzetét: Pegasus) Pegasus IAU.svg
Jellemzők
Spektrális típus A8m: / DA
UB index 0,03 / -
BV index 0,24 / -
Változékonyság V  : Delta Scuti  / 
Asztrometria
Radiális sebesség −11,4  km / s
Tiszta mozgás μ α  = +80,964  mas / a
μ δ  = +16,205  mas / a
Parallaxis 21.128 7 ± 0,141 0  mas
Távolság 154 ± 1  al
(47,33 ± 0,32  pc )
Abszolút nagyság 2,762 / 
Fizikai jellemzők
Tömeg 1,65  M ☉  / 1,15  M ☉
Sugár 1,6  R ☉  / 0,006  R ☉
Felületi gravitáció (log g) 4,25 / 8,95
Fényerősség 8,0  L ☉  / 0,12  L ☉
Hőfok 7700  K  / 35  500  K
Fémesség 117 (+ 69 / −43) / -% Nap
Forgás 32,5  km / s  / -  km / s
Kor 5−60 × 10 7  a

Egyéb megnevezések

AB: IK Peg , HR 8210 , BD +18 4794, HD 204188 , SAO  107138, HIP  105860
B: WD 2124 + 191, EUVE J2126 + 193

IK Pegazus (más néven HD 204188 és HR 8210 ) egy kettős csillag a konstellációban a Pegasus . Található, a parttól 154 fényév távolságra a Naprendszer , ez csak elég fényes ahhoz, hogy látható szabad szemmel, a látszólagos nagysága pedig 6,078.

Az elsődleges csillag (IK Pegasi A) egy csillag az A spektrális típus fő szekvenciájában . Ez egy változó csillag a Delta Scuti típus  : annak fényessége megy enyhe periodikus változás 22,9-szer egy nap. Társa (IK Pegasi B) egy fehér törpe , egy csillag, amely elhagyta a fő szekvenciát, és amelyben a magfúziós reakció leállt. 21,7 nap alatt forognak a rendszer súlypontja körül, és átlagosan 31 millió km választja el egymástól (0,21  AU ), kevesebb, mint a Merkúrnak a Naptól való távolsága .

Az IK Pegasi B a Naphoz legközelebb eső csillag, amely valószínűleg szupernóvává fejlődik . Amikor az elsődleges csillag vörös óriássá válik , sugara megnő, és a fehér törpe vonzza az anyagot gáznemű burkából. Amikor ez a fehér törpe eléri a csandrasekhari 1,44 naptömegű határt, felrobban egy Ia típusú szupernóvává.

Megfigyelés

A csillag rendszer hivatkoznak a Bonner Durchmusterung (Bonn asztrometriai katalógus) a 1862 és a Harvard felülvizsgált Fotometria a Pickering Katalógus a 1908 alatti megfelelő elnevezések BD + 18 ° 4794B és HR 8210. A név IK Pegasi követi a nómenklatúra változó csillagok bevezetett írta Friedrich W. Argelander .

A spektrum e csillag jelöli elmozdulás az abszorpciós vonalak a Doppler-effektus jellemző bináris rendszer SB1 . A két csillag forgása a rendszer súlypontja körül a csillagok mozgását okozza a látóvonal mentén, ami ezt az elmozdulást okozza. Mérése lehetővé teszi a csillagászok számára a fő sugársebességének kiszámítását, bár nem képesek megoldani a két komponenst.

A 1927 , A kanadai csillagász William E. Harper e módszerrel kapott az időszakban , és a excentricitása e egy-spektrum bináris amelyek rendre 21,724 nap és 0,027 (Szerint egy cikket Lucy és Sweeney közzé 1971 , a valószínűsége, hogy a pályára kör alakú (nulla excentricitás) 56%). Harper azt is kiszámítja, hogy a rendszer elsődleges csillagának maximális sebessége a látóvonal mentén 41,5  km / s .

Az IK Pegasi és a Nap közötti távolságot a rendszer parallaxisának felhasználásával határozták meg a Föld éves, a Nap körüli mozgása során. Ezt az elmozdulást a Hipparcos teleszkóp pontosan értékelte . A csillagtól való távolságot 150 ± 5  a.l. (∼46  pc ). A műhold a rendszer saját mozgását is megmérte . A Gaia műhold javította a rendszer parallaxis mérésének pontosságát. Távolságát 154 ± 1  a.l. (∼47,2  pc ).

Az IK Pegasi keresztirányú sebességét a távolság és a rendszer saját mozgásának értékei alapján számolják: 16,9  km / s . A rendszer radiális sebességét a spektrum elmozdulásának Doppler-effektussal történő mérésével kapjuk meg  : ez a sebesség - 11,4  m / s a csillag radiális sebességek általános katalógusának ( katalógus csillag sugársebességek ) szerint. Az, hogy e két mozgás ad helyet sebessége a 20,4  km / s képest a Nap

A bináris csillag két összetevőjét a Hubble Űrtávcső segítségével próbálták lefényképezni . Ez nem sikerült, mert a két csillag túl közel volt ahhoz, hogy megoldja őket . Az Extreme Ultraviolet Explorerrel végzett legutóbbi mérések lehetővé tették az orbitális periódus pontosabb becslését 21,72168 ± 0,00009 napon. A rendszer pályasíkjának dőlése a Föld felől nézve közel lenne a 90 ° -hoz: ha ez valóban így van, akkor lehet egy napfogyatkozást megfigyelni.

A komponens

Az IK Pegasi A fő szekvencia csillag , a Hertzsprung-Russell diagram majdnem lineáris területe . Az IK Pegasi A azonban keskeny, majdnem függőleges sávon ül, amelyet instabilitási sávnak neveznek . Ennek a sávnak a csillagai koherensen oszcillálnak, periodikus impulzusokat hozva létre a csillag fényességéből .

A lüktetések a κ mechanizmusnak nevezett folyamatnak köszönhetők . A csillag külső atmoszférájának egy része átlátszatlanná válik bizonyos elemek részleges ionizációja miatt . Amikor ezek az atomok elveszítenek egy elektront , nő annak valószínűsége, hogy energiát szívnak fel . Ez a jelenség a hőmérséklet növekedését okozza, amely felelős a légkör tágulásáért. A tágult légkör ionizációja csökken, energiát veszít, lehűl és összehúzódik. A légkör tehát egy időszakos tágulási-összehúzódási cikluson megy keresztül, amely a fényességének periodikus lüktetéseinek eredetét képezi.

A csillagok a része az instabil sáv keresztezi a fő szekvenciát nevezzük Delta Scuti típusú változókat hivatkozva Delta Scuti . A Delta Scuti változó típus általában az A2 és F8 spektrális osztályoktól és az MKK III ( szubgiant ) fényerő osztályoktól a V (csillag fő szekvencia) osztályokig terjed . Ezek rövid időszaki változók, 0,025 és 0,25 nap között. A Delta Scuti típusú változók kémiai bősége közel áll a Napéhoz és tömegük 1,5 és 2,5 M between között van . Az IK Pegasi A pulzusszáma napi 22,9, vagyis 0,044 naponként egy.

A csillag fémességét , vagyis a hidrogéntől vagy a héliumtól eltérő elemek arányát úgy számítják ki, hogy összehasonlítják a légkör spektrumát a csillagmodelleken alapuló szimulációkkal. Az IK Pegasi A fémes bősége [M / H] = +0,07 ± 0,20 (ez a szám a fémes elemek (M) és a hidrogén (H) arányának arányának logaritmusa, amelyből levonják a a naparányoknak megfelelő arány). A 0,07 logaritmikus érték azt jelzi, hogy a csillag 0,07- szer több fémet tartalmaz, mint a Nap, vagy 1,17-szer többet. A csillag tehát 17% -kal gazdagabb fémes elemekben, mint a Nap. A hibahatár azonban viszonylag magas.

Az A osztályú csillagok, például a Pegasi A spektruma erős Balmer-vonalakat mutat . Azt is tartalmaz abszorpciós vonalak miatt ionizált fémek , beleértve a K vonal a ionizált kalcium (Ca II) egy hullámhosszon az 393,3  nm . Az IK Pegasi A spektruma az marginális Am (vagy Am :) kategóriába tartozik: az A osztály spektrumjellemzőivel rendelkezik, de markánsabb fémes vonalakkal rendelkezik. A csillag atmoszférája kissé (abnormálisan) nagyobb abszorpciós vonallal rendelkezik a fémes izotópok esetében . Az Am osztályú csillagok gyakran egy bináris rendszer részét képezik, ahol társuk tömegük közel van, ahogyan ez az IK Pegasi esetében is

Az A osztályú csillagok forróbbak és masszívabbak, mint a Nap, rövidebb ideig maradnak a fő szekvencián. Az IK Pegasi A tömegének (1,65 naptömeg) egy csillaga körülbelül 2-3 × 10 9 évet tölt ott, a Nap korának felénél.

Tömegét tekintve a Naphoz legközelebb eső A komponenshez hasonló csillag az Altair . Tömege 1.7 naptömegre becsülhető. A bináris rendszer néhány hasonlóságot mutat a Siriusszal, amely egy A osztályú csillagból és egy fehér törpéből áll. A Sirius A azonban tömegesebb, mint az IK Pegasi A, és társa pályája, amelynek féltengelye 20 AU, a rendszer súlypontjától távolabb helyezkedik el.

B komponens

A B komponens fehér törpe . Ezek a kihalt csillagok már nem a magfúziós reakciók színhelyei. A legtöbb esetben ezek a csillagok több milliárd év alatt fokozatosan lehűlnek.

Evolúció

Szinte az összes kis vagy közepes tömegű (kevesebb, mint 9 naptömegű) csillag fehér törpévé válik, miután kimerítette üzemanyagtartalmait, beleértve a hidrogént , a héliumot és más elemeket. Ezek a csillagok életük nagy részét a fő sorrendben töltik. Az, hogy egy csillag mennyi ideig tartózkodik a HR diagram ezen zónájában, főként annak tömegétől függ: minél nagyobb, annál alacsonyabb ez az időtartam. Így az IK Pegasi B-nek biztosan nagyobb volt a tömege, mint az IK Pegasi A-nak, mert párja előtt fehér törpe lett. Egy 1993-as tanulmány becslése szerint az őstagjának tömege öt és nyolc naptömeg között lett volna.

Amikor az IK őse, a Pegasi B hidrogénje teljesen elfogyott, a csillag vörös óriássá vált . Belső magja addig húzódott össze, amíg a hidrogén elégetése meg nem kezdődött a héliummagot körülvevő rétegben. Ennek során a csillag hőmérséklete megemelkedett, a külső héja kitágult, és a csillag sugara többszörösen elérte azt az értéket, amely akkor volt, amikor a csillag a fő szekvencián volt. Amikor a mag elegendő hőmérsékletet és sűrűséget ér el a hélium-fúziós reakció megkezdéséhez, a csillag térfogata csökken, és vízszintes elágazási csillaggá válik , a HR diagram vízszintes területévé . A hélium fúziója a szén és az oxigén inert magját képezte. Amikor a hélium kimerült a magban, a hidrogén égési rétege mellett kialakított új rétegben kezdett égni. Ezután a csillag áthaladt a HR diagram óriásainak aszimptotikus ágán . Ha a csillagnak elegendő tömege van, a magban lévő szén oxigénné , neonné és magnéziummá is átalakul .

A vörös óriások és az AGB csillagok sugara a külső burok tágításával a nap sugarának több százszorosát is elérheti. Például az AGB pulzáló csillag sugara körülbelül 5 × 10 8  km (3 AU). Ezek az értékek sokkal nagyobbak, mint az IK Pegasi két csillagát elválasztó távolság: ebben az időszakban a két csillagnak közös burkolata volt. Ennek eredményeként az IK Pegasi A légkörét szennyezhette társa, megváltoztatva ezzel izotópos összetételét .

Az inert oxigén-szén (vagy oxigén-neon) mag kialakulása után a termonukleáris fúziós reakció a magot körülvevő két koncentrikus rétegben kezdődik: a hidrogén a legkülső rétegben ég, míg a hélium a szívhez legközelebb eső rétegekben reagál. Ez a kétrétegű fázis azonban instabil: termikus impulzusokat produkál, amelyek nagymértékű anyagkibocsátást okoznak a csillag külső héjából. A kidobott anyagok hatalmas felhőt képeztek, amelyet bolygóködnek neveztek . A hidrogén burkolat szinte teljesen kilökődik a csillagból, csak egy fehér törpe marad, amely főleg az inert magból képződik.

Összetétel és felépítés

A nucleus IK Pegasi B állhat akár szén és az oxigén, vagy neon és oxigén, ha szén-fúziós történt belül progenitor csillag. Ez utóbbi esetben kabátja szénben és oxigénben gazdag lenne. Mindkét esetben a csillag külső rétege szinte kizárólag hidrogénből áll: az IK Pegasi B tehát DA osztályú csillag . Köszönhetően nagyobb atomtömegű , a hélium a boríték vándorolt a hidrogén-réteg. A gravitációs által létrehozott tömege a csillag teljes egészében kompenzálja a nyomás degeneráció az elektronok , a kvantum jelenség korlátozása mennyiségű anyag jelen egy adott térfogatban.

Az IK Pegasi B tömege, 1,15 naptömeg, fehér törpének magas. Bár az IK Pegasi B közvetlenül nem volt megfigyelhető, annak sugara megbecsülhető a fehér törpék tömege és sugara közötti elméleti összefüggés felhasználásával. Az IK Pegasi B sugara körülbelül 0,60% a Napé. Ezért ez a csillag a Napénál nagyobb tömeget tartalmaz a Földéhez közeli térfogatban: ennek a csillagnak a sűrűsége rendkívüli.

Tömege és sűrűsége miatt a fehér törpe felületi gravitációja magas. A csillagászok a CGS egységrendszerben kifejezett gravitációs gyorsulás tizedes logaritmusával jegyzik meg, és megjegyzik a log g értéket . A log g értéke 8,95 az IK Pegasi B esetében. Összehasonlításképpen, a log g értéke 4,44 a napra (kb. 30 000-szer kevesebb).

Becslése szerint tényleges felületi hőmérséklete 35 500 ± 1500 K körül van, ami jelentős ultraibolya sugárforrást jelent. Pár hiányában a fehér törpe több mint egymilliárd évig hűl, miközben sugara megközelítőleg állandó marad.

A rendszer jövőbeli alakulása

Egy 1993-as cikkben David Wonnacott, Barry J. Kellett és David J. Stickland becslései szerint a rendszer Ia típusú szupernóvává vagy kataklizmatikus változóvá fejlődhet . Az IK Pegasi B a legközelebbi csillag, amely valószínűleg szupernóvává fejlődik a Földön. Ez az evolúció azonban hosszú, és amikor felrobban, elég messze lesz a Földtől, és nem jelent kockázatot. Gehrels és mtsai számításai szerint a szupernóvának 26 fényévnél kevesebb távolságra kell lennie ahhoz, hogy elpusztítsa a Föld ózonrétegét, és ezáltal jelentősen befolyásolja annak bioszféráját .

Egy bizonyos ponton az IK Pegasus A magjában lévő összes hidrogén kiég. A csillag elhagyja a fő szekvenciát, és vörös óriássá válik. A csillag sugara jelentősen megnő, és a kezdeti sugár több mint százszorosát elérheti. Amint az IK Pegasi A külső burkolata elhalad társának Roche-lebenyén , a fehér törpe körül gáz halmazállapotú korong keletkezik. Ez a főleg hidrogénből és héliumból álló gáz felhalmozódik társa felszínén. Ez a két csillag közötti tömegátvitel csökkenti a két csillag közötti távolságot.

A fehér törpe felszínén a felgyülemlő gáz összenyomódik és hőmérséklete emelkedik. Amikor a hidrogénréteg nyomása és hőmérséklete elég nagy lesz a magfúziós reakció kiváltásához , nagy mennyiségű hidrogén átalakul héliummá és más nehezebb elemekké . Az e folyamat által felszabadított óriási mennyiségű energia kiszorítja a megmaradt gázokat a fehér törpe felszínéről, és rendkívül fényes, de rövid ideig tartó ragyogást eredményez  : a fehér törpe fényessége néhány napig vagy hónapig több nagyságrendű növekedést mutat . Az RS Ophiuchi egy bináris csillag példája, amely vörös óriásból és fehér törpe társból áll. Az RS Ophiuchi legalább hat kitörést tapasztalt 1898 óta .

Lehetséges, hogy az IK Pegasi B ilyen módon fejlődik. A csillag azonban továbbra is felhalmozhatja a tömeget, ha csak a felgyülemlő gáz egy része kerül kibocsátásra. Bár visszatérő novaként viselkedik, az IK Pegasus B továbbra is felhalmozná az anyagot, és burkolata nőne.

Egy másik modell, amelyben a fehér törpe az anyagot felhalmozza anélkül, hogy novává válna, a szűk bináris rendszerből származó nagyon alacsony energiájú röntgenforrás ( közeli bináris szuperlágy röntgenforrás (CBSS) ) modellje . Ebben a forgatókönyvben a fehér törpéhez való tömegtranszfer sebessége olyan, hogy a fúziós reakció folyamatosan zajlik a felszínen. A beérkező hidrogén a reakcióval héliummá alakul. Ezek a források nagy tömegű fehér törpék, amelyeknek nagyon magas a felületi hőmérséklete (0,5−1 × 10 6  K ).

Amikor egy fehér törpe megközelíti a csandrasekhari 1,44 naptömegű határt , a sugárzási nyomás már nem elegendő a gravitáció ellen, és a csillag összeomlik. Ha a mag főleg oxigénből, neonból és magnéziumból áll, akkor a kialakult csillag a legtöbb esetben neutroncsillag . Ebben az esetben a csillag tömegének csak egy részét dobják ki. Ha éppen ellenkezőleg, a mag szénből és oxigénből áll, akkor a csillag jelentős része az összeomlást követően rövid ideig magfúzióba kerül. A csillag ezután egy Ia típusú szupernóva formájában felrobban.

Az IK Pegasi B esetleges robbanása nem jelent veszélyt a Föld életére . Valószínűtlen, hogy az IK Pegasi A vörös óriássá váljon a közeljövőben. Ezenkívül 20,4  km / s sebességgel , vagyis 14 700 évente egy fényévvel távolodik el a Naptól . 5 millió év alatt ennek a csillagnak több mint 500 fényévnyire kell lennie a Földtől, annál a gömb sugaránál, amelyen belül az Ia típusú szupernóva veszélyes lenne.

A szupernóva felrobbanása után az adományozó csillag többi része (IK Pegasi A) a végső sebességgel folytatja az űrben , amikor egy közeli ikerrendszer tagja volt. Az így kapott relatív sebesség elérheti a 100-200  km / s-ot , így a Tejút egyik leggyorsabb objektuma lehet . Társa is látni fogja, hogy a robbanás során a tömege hirtelen csökken, és jelenléte révén lyuk keletkezhet a táguló törmelékben. Ettől kezdve a csillag magányos fehér törpévé válik. A szupernóva robbanása a kilökődött anyag maradványait hozza létre , amelyek elterjednek a csillagközi közegben .

Megjegyzések és hivatkozások

Megjegyzések

  1. A fehér törpék populációja átlagosan 0,58 naptömeg köré koncentrálódik, és csak 2% -uk tömege nagyobb, mint 1 naptömeg.
  2. .
  3. szerint Wien-törvény , az emissziós csúcs egy fekete test ezen a hőmérsékleten a hullámhossza: amely az elektromágneses spektrum távoli ultraibolyájában található .

Hivatkozások

  1. (en) AGA Brown és mtsai. (Gaia együttműködés), „  Gaia Data Release 2: A tartalom és a felmérés tulajdonságainak összefoglalása  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  616, 2018. augusztus, Cikk n o  A1 ( DOI  10,1051 / 0004-6361 / 201833051 , Bibcode  2018A & A ... 616a ... 1G , arXiv  1804,09365 ). Gaia DR2 közlemény ehhez a forráshoz a VizieR-en .
  2. (in) HD 204188 - Spektroszkópiai bináris adatok az adatbázis Sinbad the Astronomical Data Center Strasbourg-ban . Számos értéket kapunk  az oldal " Összes mérés megjelenítése " gombra kattintva  .
  3. (en) DW Kurtz , „  Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars  ” , The Astrophysical Journal , vol.  221,1978, P.  869-880 ( összefoglaló )
  4. (en) MA Barstow, JB Holberg, D. Koester D. , „  HD15638 és HR8210 extrém ultraibolya spektrofotometriája (IK Peg)  ” , a Royal Astronomical Society havi közleményei , vol.  270, n o  3,1994, P.  516 ( összefoglalás )
  5. (en) D. Wonnacott, BJ Kellett, B. Smalley, C. Lloyd , „  Pulsational Activity on IK Pegasi  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  267, n o  4,1994, P.  1045-1052 ( összefoglaló )
  6. (en) W. Landsman, T. Simon, P. Bergeron , „  A HR 1608, HR 8210 és HD 15638 forró, fehér törpe társai  ” , a Csendes-óceáni Csillagászati ​​Társaság kiadványai , repülési.  105, n o  690,1999, P.  841–847 ( összefoglaló )
  7. (en) B. Smalley, KC Smith, D. Wonnacott, CS Allen , „  Az IK Pegasi kémiai összetétele  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  278, n o  3,1996, P.  688-696 ( összefoglaló )
  8. (in) S. Vennes, DJ Christian, JR Thorstensen , "  Forró fehér törpék az extrém-ultraibolya felfedező felmérésben. IV. DA fehér törpék fényes társakkal  ” , The Astrophysical Journal , vol.  502, n o  1,1998, P.  763-787 ( összefoglaló )
  9. (in) John Vellerga , "  A csillagok távoli ultraibolya sugárzási területe  " , The Astrophysical Journal , vol.  497,1998, P.  77–115 ( összefoglaló )
  10. (en) D. Wonnacott, BJ Kellett, DJ Stickland , "  IK Peg - A közeli, rövid időszakú , Sirius-szerű rendszer  " , a Royal Astronomical Society havi értesítései , vol.  262, n o  21993, P.  277–284 ( összefoglaló )
  11. (de) Friedrich W. Argelander , Bonner Durchmusterung , [ online prezentáció ]
  12. (in) Edward Charles Pickering , "  Felülvizsgált Harvard-fotometria: a 9110 csillag helyzetének, fotometrikus nagyságának és spektrumának a katalógusa, főként 6,50 nagyságú, és fényesebb megfigyelhető a 2 és 4 hüvelykes meridián fotométerekkel  " , Annals of the Astronomical A Harvard College Obszervatóriuma , vol.  50,1908, P.  182 ( összefoglaló )
  13. (in) személyzet, "  Spectroscopic Binaries  " , Tennessee Egyetem (hozzáférés: 2007. június 9. )
  14. (in) WE Harper , "  A Persei és HR 8210 pályái  " , a Dominion Astrophysical Observatory Publications , vol.  4,1927, P.  161–169 ( összefoglaló )
  15. (en) 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, CA Murray, RS Le Poole, H. Schrijver, C. Turon, F. Arenou, M. Froeschlé, CS Petersen , „  The HIPPARCOS Catalogue  ” , Astronomy and Astrophysics , vol.  323,1997, P.  L49-L52 ( összefoglaló )
  16. (in) Wilson Ralph Elmer , Általános katalógus Stellar radiális sebesség , a Carnegie Institution of Washington,1953( online olvasás )
  17. (in) R. Burleigh , MA Barstow , HE Bond és JB Holberg , "Sirius-szerű binárisok megoldása a Hubble űrtávcsővel" , JL Provencal, HLShipman, J. MacDonald, S. Goodchild (szerk.), Proceedings 12th Európai Workshop on fehér törpék , San Francisco, Csillagászat Egyesület a Csendes-óceán, 28 július- 1 st augusztus 1975, 222  p. ( ISBN  1-58381-058-7 , online olvasás )
  18. (en) A. Gautschy, H. Saio, „ Stellar Pulsations  Across The HR Diagram: 1. rész  ”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol.  33,1995, P.  75–114 ( online olvasás , hozzáférés : 2007. május 14 )
  19. A csillagok színének magyarázatát lásd a (z) "  A csillagok színe  " részben , az ausztráliai távcső tájékoztatása és oktatása2004. december 21(megtekintve 2007. szeptember 26. )
  20. (in) Matthew Templeton, "  Variable Star a szezon: Scuti Delta és Delta Scuti változók  " , AAVSO,2004(megtekintés : 2007. január 23. )
  21. (in) Gene Smith, "  Stellar Spectra  " , University of California, San Diego Center for Astrophysics and Space Sciences,Április 16(hozzáférés : 2007. május 19. )
  22. (in) JG Mayer, J. Hakkila, "  Az AM fotometriai hatásai a bináris csillag szélessávú színei  ", Bulletin of the American Astronomical Society , Vol.  26,1994, P.  868 ( online olvasás , hozzáférés : 2007. május 14 )
  23. (in) Névtelen, "  Stellar Lifetimes  " , Georgia State University,2005(hozzáférés : 2007. február 26. )
  24. (in) személyzet, "  fehér törpék és planetáris köd  " , a Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központ,Augusztus 29(megtekintés : 2007. június 9. )
  25. (en) Heger, A.; Fritőz, CL; Woosley, SE; Langer, N. Hartmann, DH, „  3.§. Milyen hatalmas egyes csillagok vetnek véget életüknek  ”, Astrophysical Journal , vol.  591, n o  1,2003, P.  288-300 ( online olvasás , hozzáférés : 2007. augusztus 14 )
  26. (a) Courtney Seligman, "  A Mass-fényesség diagram és élettartamát fősorozaton Csillag  " ,2007(megtekintve 2007. május 14-én )
  27. (in) személyzet, "  Stellar Evolution - ciklusok képződése és Destruction  " , a Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központ,Augusztus 29(hozzáférés : 2006. augusztus 10. )
  28. (in) Michael Richmond, "  Late tanfolyamok evolúció az alacsony tömegű csillagok  " , Rochester Institute of Technology,Október 5(megtekintés : 2007. június 7. )
  29. (a) Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M., „  Hubble szétválasztja a csillagokat a Mira bináris rendszerben  ” , HubbleSite News Center,1997. augusztus 6(megajándékozzuk 1 -jén március 2007 )
  30. (en) Oberhummer, H. Csótó, A.; Schlattl, H., „ A szén csillagtermelési  sebessége és bősége az univerzumban  ”, Science , vol.  289, n o  5476,2000, P.  88–90 ( online olvasás , hozzáférés: 2007. június 7. )
  31. (in) Iben Icko, Jr. , "  Single and bináris csillag evolúció  ", Astrophysical Journal Supplement Series , vol.  76,1991, P.  55–114 ( online olvasás , hozzáférés : 2007. március 3. )
  32. (en) Gil-Pons, P.; García-Berro, E. , „  Az oxigén-neon fehér törpék kialakulásáról szoros bináris rendszerekben  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  375,2001, P.  87–99 ( online olvasás , konzultáció 2007. május 15-én )
  33. (a) Woosley, SE; Heger, A., „  A hatalmas csillagok evolúciója és robbanása  ”, A modern fizika áttekintése , 1. évf.  74, n o  4,2002, P.  1015–1071 ( online [PDF] , hozzáférés: 2007. május 30. )
  34. (in) JB Holberg, MA Barstow, FC Bruhweiler AM Cruise, AJ Penny, " Sirius B: Új, pontosabb  nézet  ", The Astrophysical Journal , vol.  497,1998, P.  935–942 ( online olvasás , hozzáférés : 2007. május 15 )
  35. (in) "  Parameters from Stellar Energy Equipartition  " , ScienceBits (hozzáférés: 2007. május 15. )
  36. (in) James N. Imamura "  Hűtés Fehér törpe  " , University of Oregon,1995. február 24(hozzáférés : 2007. május 19. )
  37. (in) Gehrels, Neil; Laird, Claude M.; Jackman, Charles H.; Cannizzo, John K.; Mattson, Barbara J.; Chen, Wan, „  Ózonkárosodás a közeli szupernóváktól  ”, The Astrophysical Journal , vol.  585, n o  22003, P.  1169–1176 ( online olvasás , hozzáférés: 2007. június 7. )
  38. (in) KA Postnov, RS Yungelson, "  A kompakt bináris csillagrendszerek evolúciója  " , Élő vélemények a relativitáselméletben,2006(megtekintve 2007. május 16-án )
  39. (en) Malatesta, K.; Davis, K., „  A hónap változó csillaga: Történelmi pillantás Novae-ra  ” , AAVSO,2001. május(megtekintve 2007. május 20-án )
  40. (en) Kerri Malatesta, "  A hónap változó csillaga - 2000. május: RS Ophiuchi  " , AAVSO,2000. május(megtekintve 2007. május 15-én )
  41. (in) Susan Hendrix , "  tudósok lásd Storm Vihar előtt a jövő Supernova  " , a NASA,2007. július 20(megtekintve 2007. május 25-én )
  42. (en) Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P., „  A fő szekvencia csillag + fehér törpe bináris rendszerek evolúciója az Ia típusú szupernóvák felé  ”, Astronomy and Astrophysics , vol.  362,2000, P.  1046–1064 ( online olvasás , hozzáférés: 2007. május 20. )
  43. (en) Langer, N.; Yoon, S-C. Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). „  A fehér törpét tartalmazó kölcsönhatásban lévő bináris fájlok evolúciójáról  ”. A kataklizmatikus változók és kapcsolódó objektumok fizikája, ASP konferenciaanyagok : 252. o., San Francisco, Kalifornia: Csendes-óceáni Astronomical Society. Hozzáférés 2007-05-25. 
  44. (in) Rosanne Di Stefano (1996. február 28. - március 1.). „  Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitor of Type Ia Supernovae  ” (PDF) A Supersoft röntgenforrásokról szóló nemzetközi műhelymunka , Garching, Németország: Springer-Verlag. Hozzáférés: 2007-05-19. 
  45. (en) Fryer, CL; Új, KCB, „  2.1 összeomlás forgatókönyv  ” , gravitációs hullámok a gravitációs összeomlásból , Max-Planck-Gesellschaft,2006. január 24(megtekintés : 2007. június 7. )
  46. (in) személyzet, "  Stellar Evolution - ciklusok képződése és Destruction  " , a Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központ,2006. augusztus 29(hozzáférés : 2006. augusztus 10. )
  47. (in) Hansen Brad MS "  Ia típusú Szupernóvák és nagy sebességű fehér törpe  ", The Astrophysical Journal , vol.  582, n o  22003, P.  915–918 ( online olvasás , hozzáférés: 2007. február 4. )
  48. (en) Marietta, E.; Burrows, A. Fryxell, B., „  Ia típusú szupernóva-robbanások bináris rendszerekben: A hatás a másodlagos csillagra és következményei  ”, The Astrophysical Journal Supplement Series , vol.  128,2000, P.  615–650 ( online olvasás , hozzáférés: 2007. február 4. )
  49. (be) személyzet, "  Bevezetés a szupernóva maradványaiba  " , NASA / GoddardSzeptember 7(megtekintve 2007. május 20-án )

Külső linkek

<img src="https://fr.wikipedia.org/wiki/Special:CentralAutoLogin/start?type=1x1" alt="" title="" width="1" height="1" style="border: none; position: absolute;">