IK Pegasi

Custom Search
Ir para: navegação, pesquisa
IK Pegasi
Localização de IK Pegasi
Localização de IK Pegasi
Dados observacionais (J2000)
Constelação Pegasus
Asc. reta 21h 26m 26,6624s[1]
Declinação +19° 22′ 32,304″[1]
Magnitude aparente 6,078[1]
Características
Tipo espectral A8m:[2]/DA[3]
Cor (U-B) 0,03[1] /–
Cor (B-V) 0,24[1] /–
Variabilidade Delta Scuti[2]
Astrometria
Velocidade radial -11,4[1]
Mov. próprio (AR) 80,23[1]
Mov. próprio (DEC) 17,28[1]
Paralaxe 21,72 ± 0,78[1]
Distância 150 ± 5 anos-luz
46 ± 2 pc
Magnitude absoluta 2,762[a]
Detalhes
Massa 1,65[4]/1,15[5] M☉
Raio 1,6[4] /0,0091[3] R☉
Gravidade superficial 4,25[4] /8,95[3]
Luminosidade 8,0/0,12[b] L☉
Temperatura 7.700[6]/35.500[5] K
Metalicidade 117[4][6] /– % Sun
Rotação < 32,5[6] /– km/s
Idade 5–60 × 107[4] anos
Outras denominações
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
Pegasus constellation map.png

IK Pegasi (ou HR 8210) é uma estrela binária localizada na constelação de Pegasus. Encontra-se a uma distância de aproximadamente 150 anos-luz do Sistema Solar, e pode ser observada a olho nu da Terra apenas em condições de visualização extremamente boas.

O componente primário do sistema (IK Pegasi A) é uma estrela da sequência principal de classe A, e apresenta pequenas pulsações na luminosidade. É uma estrela variável Delta Scuti, e tem um ciclo periódico que se repete 22,9 vezes por dia.[4] Sua companheira (IK Pegasi B) é uma anã branca massiva que já passou pela sequência principal e deixou de gerar energia por fusão nuclear. As duas estrelas orbitam o centro de massa do sistema, completando uma volta a cada 21,7 dias, com uma separação média de 31 milhões de quilômetros, ou 0,21 unidades astronômicas (UA).[9] Esse valor é menor que a órbita de Mercúrio ao redor do Sol, que possui um período de 88 dias e está a 58 UA do Sol.[10]

IK Pegasi B é a candidata mais próxima que se conhece a gerar uma supernova. Quando a estrela primária evoluir para uma gigante vermelha, espera-se que tenha um tamanho suficiente para a anã branca iniciar o processo de acreção. Quando a anã branca atingir o limite de Chandrasekhar, de 1,44 massas solares, explodirá em uma supernova tipo Ia.[11]

Índice

[editar] Observação

Este sistema estelar foi catalogado no Bonner Durchmusterung ("Catálogo Astrométrico de Bonn") de 1862 como BD +18°4794B. Apareceu posteriormente no Harvard Revised Photometry Catalogue de Edward Charles Pickering de 1908 como HR 8210.[12] A designação "IK Pegasi" pertence à estendida nomenclatura para estrelas variáveis proposta por Friedrich W. Argelander.

O exame espectrográfico desta estrela mostrou a mudança na linha espectral característico de um sistema estelar binário. Esta mudança produz-se quando suas órbitas levam as estrelas do conjunto a afastar-se e aproximar-se do observador, produzindo uma variação no comprimento de onda da linha devida ao efeito Doppler. A medida dessa variação permite aos astrônomos determinar a velocidade orbital relativa de pelo menos de uma das estrelas, embora não dos componentes individuais.[13]

Em 1927, o astrônomo canadense William E. Harper aplicou esta técnica para medir o período orbital desta binária espectroscopicamente monolínea e o determinou em 21,724 dias. Estimou a excentricidade orbital inicialmente em 0,027 (estimações posteriores deram uma excentricidade de essencialmente zero, que é um valor para uma órbita totalmente circular).[11] A velocidade de amplitude foi estimada em 41,5 km/s, que é a velocidade máxima do componente primário segundo a linha de observação que vai do mesmo ao Sistema Solar.[14]

A distância existente até o sistema IK Pegasi pode ser calculada diretamente por meio da observação das minúsculas variações na paralaxe deste sistema (em contraste com o fundo de estrelas mais distantes) vistas da Terra em relação ao Sol. Estas variações ou modificações foram calculadas de maneira altamente precisa pelo satélite astrométrico Hipparcos, obtendo uma distância estimada em 150 anos-luz (com margem de erro ±5 anos-luz).[15] O mesmo satélite mediu também o movimento próprio deste sistema. Este é o pequeno movimento angular de IK Pegasi no céu por causa de seu movimento através do espaço.

A combinação da distância e do movimento próprio deste sistema pode ser utilizada para calcular a velocidade transversal de IK Pegasi em 16,9 km/s.[c] O terceiro componente, a velocidade radial heliocêntrica, pode ser obtido através do desvio para o vermelho do espectro estelar. O General Catalogue of Stellar Radial Velocities ("Catálogo Geral de Velocidades Radiais Estelares") estima uma velocidade de 11,4 km/s para este sistema.[16] A combinação destes movimentos produz uma velocidade espacial de 20,4 km/s em relação ao Sol.[d]

Já houve tentativas de fotografar os componentes individuais deste sistema binário utilizando o Telescópio Espacial Hubble, mas as estrelas estavam demasiado próximas uma da outra para serem distinguidas.[9] Medidas recentes feitas com o EUVE ("Explorador Extremo Ultravioleta") obtiveram um período orbital mais preciso, de 21,72168 ± 0,00009 dias.[7] Acredita-se que a inclinação do plano orbital deste sistema seja de 90°, quando visto da Terra. Se este for o caso, seria possível se observar um eclipse.[5]

[editar] Componente A

O diagrama de Hertzsprung-Russell (ou diagrama HR) é um diagrama com um elo entre luminosidade e tipo espectral utilizado para um grupo de estrelas. IK Pegasi A é atualmente uma estrela da sequência principal, um termo utilizado para descever um grupo de estrelas com núcleo de fusão de hidrogênio de acordo com sua posição no diagrama HR. Contudo, IK Pegasi A encontra-se em um lado estreito e vertical do diagrama HR conhecida como a linha instável. As estrelas deste lado oscilam de uma maneira coerente, resultando em pulsações periódicas na luminosidade da estrela.[17]

As pulsações resultam de um processo conhecido como mecanismo κ (kappa). Uma parte da atmosfera externa da estrela torna-se opticamente grossa devido à ionização parcial de certos elementos. Quando estes átomos perdem um elétron, a probabilidade de que absorvam energia aumenta. Esta absorção resulta em um aumento da temperatura que causa a expansão da atmosfera. Esta atmosfera inflada torna-se menos ionizada e perde energia, diminuindo assim de tamanho. O resultado deste ciclo é a pulsação periódica da atmosfera e uma variação correspondente da luminosidade.[17]

As dimensões relativas de IK Pegasi A (esquerda), B (centro abaixo) e o Sol (direita).[18]

As estrelas que se encontram na zona da linha instável que cruza a sequência principal denominam-se variáveis Delta Scuti. Recebem o nome da estrela protótipo ditas variáveis, Delta Scuti. As variáveis Delta Scuti tipicamente oscilam na classificação estelar de A2 a F8, e de uma luminosidade estelar de III (subgigante) a V (estrelas da sequência principal). Há variáveis de curto período que possuem um ritmo de pulsação regular de 0,025 e 0,25 dias. As estrelas Delta Scuti têm um grande número de elementos similares aos do Sol (ver estrelas de índice I) e entre 1,5 e 2,5 massas solares.[19] O ritmo de pulsações de IK Pegasi A foi calculado em 22,9 ciclos ao dia, ou uma vez a cada 0,044 dias.[4]

Os astrônomos definem a metalicidade de uma estrela com a abundância de elementos químicos que possuem número atômico superior ao do hélio. Este se calcula por meio de uma análise espectroscópica da atmosfera, seguido de uma comparação com os resultados de modelos estelares computadorizados. No caso de IK Pegasi A, a abundância de metal estimada é de [M/H]=+0,07 ± 0,20. Esta notação permite obter o logaritmo da proporção de elementos metálicos (M) em relação ao hidrogênio (H), menos o logaritmo da proporção de metal do Sol (assim, se a estrela se iguala à abundância de metal do Sol, este valor será zero). Um valor logarítmico de 0,07 é equivalente a uma proporção de 1,17, porque a estrela é 17% mais rica em elementos metálicos do que o Sol.[4] Contudo, a margem de erro deste resultado é bastante grande.

O espectro de classe A, tais como IK Pegasi A, mostram fortes linhas de Balmer de hidrogênio junto às linhas de absorção de metais ionizados, incluindo a linha K de cálcio ionizado (Ca II) no comprimento de onda de 393.3 nm.[20] O espectro de IK Pegasi A classifica-se como Am marginal (ou "Am:"), que significa que existem características de uma classe espectral A mas que está ligeiramente metalizada. Isto quer dizer que a atmosfera desta estrela apresenta ligeiras (mas anormais) linhas de absorção, para os isótopos metalizados, algo mais forte do que o normal.[2] As estrelas do tipo espectral Am são freqüentemente membros de binárias próximas com uma companheira de aproximadamente a mesma massa, como é o caso de IK Pegasi.[21]

As estrelas de classe espectral A são maiores e mais massivas do que o Sol. Mas, como consequência disto, sua média de vida na sequência principal é correspondentemente breve. Para uma estrela de massa similar à de IK Pegasi A (1,65 massa solar), sua esperança de vida na sequência principal é de 2-3 × 109 anos, o que supõe aproximadamente a metade da vida atual do Sol.[22]

Em termos de massa, a relativamente jovem Altair é a mais próxima estrela que possui uma componente de análogo estelar A — estima-se que tenha 1,7 massas solares. O sistema binário em seu conjunto tem algumas similaridades com o sistema de Sirius, que tem uma estrela primária de classe A e uma companheira anã branca. Contudo, Sirius A é muito mais massiva que IK Pegasi A, e a órbita de sua companheira é mais extensa, com um semi-eixo maior de 20 U.A..

[editar] Componente B

A estrela companheira é uma anã branca densa. Esta categoria de objeto estelar chegou ao final de sua vida evolutiva e já não gera energia por meio de fusão nuclear. Em seu lugar, e em circunstâncias normais, uma anã branca irradiará, de maneira estável, a energia que lhe resta, tornando-se fria e perdendo luminosidade ao longo de vários milhares de milhões de anos.[23]

[editar] Evolução

Evolução de IK Pegasi.

Praticamente todas as estrelas de pequena massa ou intermediária (de menos de nove massas solares) terminarão convertendo-se em uma anã branca, uma vez que tenham consumido todas as suas reservas de combustível termonuclear.[24] Estas estrelas podem ter sido durante maior parte de suas vidas produtoras de energia, ou seja, estrelas da sequência principal. Ao longo do tempo elas permanecem na sequência principal, dependendo principalmente de sua massa (com sua esperança de vida diminuindo com o aumento de massa).[25] Desta maneira, para que IK Pegasi B se converta em uma anã branca antes que o componente A, devia ser no passado muito mais massiva que ela. De fato, acredita-se que o progenitor de IK Pegasi B devia ter pelo menos entre cinco e oito massas solares.[11]

Ao consumir-se o hidrogênio do núcleo do progenitor de IK Pegasi B, esta foi evoluindo para uma gigante vermelha. O núcleo interno se contraiu até que o hidrogênio começou a queimar-se na camada que rodeava o núcleo de hélio. Para compensar este aumento da temperatura, a camada exterior expandiu várias vezes o seu raio, como um núcleo de uma estrela da sequência principal. Quando o núcleo adquiriu uma temperatura e densidade nas quais o hélio podia começar sua fusão, esta estrela se contraiu e se converteu no que se conhece como uma estrela de rama horizontal, ou seja, pertencente a um grupo de estrelas que a grandes rasgos formam uma linha horizontal no diagrama HR. A fusão do hélio formou um núcleo inerte de carbono e oxigênio. Quando o hélio consumiu-se por completo no núcleo, formou-se uma camada de combustão de hélio (acima da camada de carbono formada previamente) e a estrela moveu para o que astrônomos chamam de rama assintótica gigante, ou RAG. Tendo a massa suficiente, com o tempo o processo de combustão do carbono poderia recomeçar no núcleo, e produzir oxigênio, néon e magnésio.[26][27][28]

A camada externa de uma gigante vermelha ou RAG pode expandir-se por centenas de vezes o raio do Sol, ocupando um raio de 5 × 108 km (3 U.A.), como é o caso da estrela pulsante RAG Mira.[29] Isto vai mais da separação que existe atualmente entre as estrelas de IK Pegasi, assim que durante este período ambas compartilharam uma camada comum. Como consequência disto, a atmosfera exterior da estrela companheira menor (A) pode ter recebido incrementos de isótopos.[5]

A Nebulosa Helix (ou NGC 7293) formou-se a partir da evolução de uma estrela em uma anã branca. Crédito:NASA/ESA.

Certo tempo depois da formação do núcleo inerte de oxigênio e carbono (ou de oxigênio, carbono e magnésio), reinicia-se a fusão termonuclear ao longo das camadas concêntricas à região do núcleo: o hidrogênio queimava nas camadas mais externas enquanto a fusão do hélio ocorria ao redor do núcleo inerte. Contudo, esta fase da dupla camada é instável, com o que produzem-se pulsos termais a ejeções de massa em grande escala da camada externa da estrela.[30] Este material ejetado formou uma nebulosa imensa que denomina-se nebulosa planetária. Toda a camada de hidrogênio, com exceção de uma pequena fração, foi afastando-se da estrela, deixando para trás uma anã branca, remanescente composta pelo núcleo inerte.[31]

[editar] Composição e estrutura

O interior de IK Pegasi B poderia estar composto por completo de carbono e oxigênio, mas, alternativamente, se seu progenitor passou pelo processo de combustão do carbono, poderia ter um núcleo de oxigênio e néon coberta por uma camada enriquecida de carbono e oxigênio.[32][33] Em qualquer caso, o núcleo de IK Pegasi B está coberta por uma atmosfera de hidrogênio quase puro, então sua classificação estelar é DA. Devido à elevada massa atômica, o hélio existente na camada se fundirá abaixo da camada de hidrogênio.[3] A totalidade da massa da estrela se apóia na pressão de degeneração eletrônica — um efeito da mecânica quântica que limita a quantidade de matéria capaz de ser comprimida a um determinado volume.

Este gráfico mostra o raio teórico de uma anã branca, segundo sua massa. A curva verde é para um modelo de gás de elétrons relativísticos.

Com 1,15 de massa solar estimada, considera-se que IK Pegasi B é uma anã branca de massa elevada.[e] Apesar de que seu raio não foi observado de maneira direta, pode-se estimar, a partir de relações teóricas conhecidas entre a massa e o raio das anãs brancas,[34] um valor de aproximadamente 0,60% do raio solar[3] (outras fontes sugerem um valor de 0,72%, pelo que existe uma incerteza acerca deste resultado).[4] Desta forma, a estrela acumula uma massa maior que a do Sol em um volume mais ou menos do tamanho da Terra, o que indica a extrema densidade deste objeto.[f]

A natureza massiva e compacta de uma anã branca produz uma gravidade superficial forte. Os astrônomos determinam este valor com o logaritmo decimal da força gravitacional em unidades cgs, o log g. Para IK Pegasi B, o log g é 8,95.[3] Para comparar, o log g da Terra é de 2,99; assim, a força gravitacional de IK Pegasi B é 900.000 vezes a força gravitacional da Terra.[g]

A temperatura superficial efetiva em IK Pegasi B é estimada em 35.000 ± 1.500 K,[5] convertendo-na em uma poderosa fonte de raios ultravioleta.[3] [h] Em condições normais, esta anã branca continuará a esfriar-se durante mais de milhares de milhões de anos, então seu raio se manteria essencialmente sem mudanças.[35]

[editar] Evolução futura

Em um documento de 1993, David Wonnacott, Barry J. Kellett e David J. Stickland identificaram este sistema como um candidato a evoluir convertendo-se em uma supernova tipo Ia ou em uma estrela variável cataclísmica.[11] A uma distância de 150 anos-luz, este sistema é o melhor candidato conhecido a transformar-se na supernova mais próxima da Terra. Contudo, no tempo em que empregará o sistema para evoluir ao estado de supernova, o mesmo estará a uma distância considerável da Terra e não será nenhuma ameaça ao planeta. Uma supernova precisa estar a aproximadamente 26 anos-luz da Terra para efetivamente destruir a sua camada de ozônio, o que incidiria severamente sobre a biosfera do planeta.[36]

Esta imagem do Telescópio Espacial Hubble mostra a flutuacão AGB (Rama assintótica gigante) da estrela Mira.

Em algum momento no futuro, IK Pegasi A consumirá todo o hidrogênio de seu núcleo e começará a evoluir da sequência principal, até formar uma gigante vermelha. O tamanho de uma gigante vermelha pode ascender a dimensões gigantescas, estendendo-se à até cem vezes seu raio anterior (ou mais). Uma vez que IK Pegasi A se expandir, seu diâmetro ultrapassará o Lóbulo de Roche de sua companheira, resultando na formação de um disco de acreção gasoso ao redor da anã branca. Este gás, composto principalmente de hidrogênio e hélio, irá em direção a superfície de sua companheira. Esta passagem de matéria entre as estrelas ocasionará também a redução de suas órbitas mútuas.[37]

Sobre a superfície da anã branca, a gravidade comprimira o gás proveniente do processo de acreção de forma crítica. Se o fluxo de gás da estrela maior para a anã branca não for interrompido o gás acumulado alcançará condições as necessárias para o início da fusão do hidrogênio nas camadas externas da anã branca, produzindo novamente a fusão nuclear na anã branca, mas desta vez em suas camadas externas. O constante fluxo de matéria e a fusão nuclear nas camadas externas podem detonar uma explosão em nova. A estrela anã branca pode resiste a explosão em nova. Este resultaria em uma (recorrente) explosão de nova — uma estrela variável cataclísmica — e a luminosidade da anã branca rapidamente aumentaria várias magnitudes durante um período de vários dias ou meses. Após alguns anos a anã branca pode se recuperar sua luminosidade anterior, e iniciar um ciclo de explosões em nova.[38] Um exemplo de um sistema estelar similar poderia ser RS Ophiuchi, um sistema binário formado por uma gigante vermelha e uma companheira anã branca. RS Ophiuchi explodiu como uma nova (recorrente) em seis ocasiões, diminuindo cada vez mais a massa crítica de hidrogênio necessária para uma explosão.[39][40]

É possível que IK Pegasi B siga um padrão semelhante.[39] Contudo para poder acumular massa, só pode ser ejetada uma porção do gás acrescido, de modo que, a cada ciclo, a anã branca aumentaria sua massa de maneira gradual. Assim, mesmo comportando-se como uma nova recorrente, IK Pegasi B poderia continuar acumulando uma camada crescente.[41]

Um modelo alternativo que permite à anã branca acumular massa de maneira estável sem converter-se em uma nova denomina-se binária de próxima fonte de raio X supersuaves (CBSS). Neste cenário, o ritmo de transferência da massa à binária próxima da anã branca é tal que a combustão de fusão regular pode manter-se na superfície enquanto o oxigênio que se consome na fusão termonuclear para produzir hélio. Este tipo de fontes supersuaves consistem em anãs brancas de grande massa com temperaturas superficiais muito elevadas (0.5-1 × 106 K).[42][43]

Se a massa da anã branca alcançar o limite de Chandrasekhar de 1,44 massas solares, a pressão de degeneração dos elétrons deixará de apoiá-la e começará a colapsar. Com um núcleo composto principalmente de oxigênio, néon e magnésio, a anã branca que se colapsa seguramente formará uma estrela de nêutrons. Neste caso, só uma fração da massa da estrela será ejetada como resultado do processo.[44] Contudo, se o núcleo está composto de oxigênio-carbono, o colapso fará com que uma porção substancial da estrela sofra uma fusão nuclear em um curto período de tempo. Isto seria suficiente para que a estrela se desintegre e se forme uma cataclísmica explosão de supernova tipo Ia.[45]

No entanto, não é provável que esta supernova cause danos à Terra. Acredita-se que a estrela primária, IK Pegasi A, tenha pouquíssimas probabilidades de evoluir para uma gigante vermelha em um futuro próximo. Como foi mostrado anteriormente, a velocidade espacial desta estrela relativa ao Sol é de 20,4 km/s. Isto equivale a mover-se uma distância de um ano-luz a cada 14.700 anos. Cinco milhões de anos depois, por exemplo, esta estrela estará separada do Sol por mais de 500 anos-luz. Isto se encontra fora do raio em que se crê que uma supernova tipo Ia possa ser prejudicial.[36]

Com a explosão da supernova, o remanescente da estrela dominante (IK Pegasi A) continuará com a velocidade final que tivera quando era membro do sistema binário próximo. A velocidade relativa resultante poderia ser tão elevada como de 100–200 km/s, o que a colocaria entre os objetos de grande velocidade da Galáxia. A companheira também perderia parte da massa durante a explosão, e sua presença poderia criar um espaço entre os restos que se expandiriam. Deste ponto em diante, evoluirá a uma estrela anã branca solitária.[46][47] A explosão de supernova criará um remanescente de material ou restos que se expandirão e eventualmente fundir-se-ão com o meio interestelar.[48]

[editar] Notas

  1. ^  A magnitude absoluta Mv
se dá de:
M_v = V + 5(\log_{10} \pi + 1) = 2,762
onde V é a magnitude visual e π é a paralaxe.[49]
  1. ^  Baseado em:
\frac{L}{L_{sol}} = \left ( \frac{R}{R_{sol}} \right )^2 \left ( \frac{T_{eff}}{T_{sol}} \right )^4
onde L é a luminosidade, R é o raio e Teff é a temperatura efetiva.[50]
  1. ^  A moção neta se da por:
\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 77,63\,\mbox{mas/y}.
onde \mu_\alpha e \mu_\delta são os componentes da moção na RA e Dec., respectivamente. A velocidade transversal resultante é:
V_t = \mu \cdot 4,74 d\,(\operatorname{pc}) = 16,9\,\mbox{km}.
onde d(pc) é a distância em parsecs.[51]
  1. ^  Segundo o teorema de Pitágoras, a velocidade neta se obtem a partir de:
V = \sqrt{{V_r}^2 + {V_t}^2} = \sqrt{11,4^2 + 16,9^2} = 20,4\,\mbox{km/s}.
onde V_r é a velocidade radial e V_t é a velocidade transversal, respectivamente.
  1. ^  Ao distribuir a população de anãs brancas minuciosamente em uma massa média de 0,58 massas solares, só 2%[52] de todas as anãs brancas têm ao menos uma massa solar.
  1. ^  R_{\star} = 0,006 \cdot (6,96 \times 10^8)\,\mbox{m}\;\approx 4200\,\mbox{km}.
  2. ^  A gravidade superficial da Terra é de 9,780 m/s², ou 978,0 cm/s² em unidades cgs. Portanto:
\log\ \operatorname{g}=\log\ 978,0=2,99
O log do raio da força gravitacional é 8,95 - 2,99 = 5,96. Porque:
10^{5,96} \approx 912.000
  1. ^  Segundo a Lei de Wien, o pico de emissão de um corpo negro a esta temperatura está no comprimento de onda:
\lambda_b = (2,898 \times 10^6 \operatorname{nm\ K})/(35500\ \operatorname{K}) \approx 82\,\mbox{nm}
que se encontra na zona ultravioleta do espectro eletromagnético.

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i j SIMBAD Query Result: HD 204188 -- Spectroscopic binary. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg (10 de junho de 2007). Página visitada em 24-05-2006. — Nota: alguns resultados buscam-se por meio da função "Display all measurements" da webpage.
  2. ↑ a b c Kurtz, D. W.. (1978). "Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars". Astrophysical Journal 221: 869-880.
  3. ↑ a b c d e f g 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): 516.
  4. ↑ a b c d e f g h i D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd. (1994). "Pulsational Activity on Ik-Pegasi". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 267 (4): 1045-1052.
  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): 841-847.
  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): 688-696.
  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 Journal 502 (1): 763–787.
  8. ↑ Vallerga, John. (1998). "The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field". Astrophysical Journal 497: 77-115.
  9. ↑ a b Burleigh, M. R.; Barstow, M. A.; Bond, H. E.; Holberg, J. B. (julho 28–August 1, 1975). "Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope". Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S. Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs: 222, San Francisco: Astronomy Society of the Pacific. ISBN 1-58381-058-7. Página visitada em 27-02-2007. 
  10. ↑ David Williams (17/10/2010). Mercury Fact Sheet. Goddard Space Flight Center. NASA. Página visitada em 18/11/2011.
  11. ↑ 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): 277-284.
  12. ↑ Pickering, Edward Charles. (1908). "Revised Harvard photometry: a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4 inch meridian photometers". Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College 50: 182.
  13. ↑ Staff. Spectroscopic Binaries. University of Tennessee. Página visitada em 09-06-2007.
  14. ↑ Harper, W. E.. (1927). "The orbits of A Persei and HR 8210". Publications of the Dominion Astrophysical Observatory 4: 161-169.
  15. ↑ M. A. C. Perryman, L. Lindegren, J. Kovalevsky, E. Hoeg, U. Bastian, P. L. Bernacca, M. Crézé, F. Donati, M. Grenon, F. van Leeuwen, H. van der Marel, F. Mignard, C. A. Murray, R. S. Le Poole, H. Schrijver, C. Turon, F. Arenou, M. Froeschlé, C. S. Petersen. (1997). "The HIPPARCOS Catalogue". Astronomy and Astrophysics 323: L49-L52.
  16. ↑ Wilson, Ralph Elmer. General catalogue of stellar radial velocities. [S.l.]: Carnegie Institution of Washington, 1953.. Página visitada em 14-05-2007.
  17. ↑ a b A. Gautschy, H. Saio. (1995). "Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33: 75–114.
  18. ↑ For an explanation of the star colors, see: The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education (21 de dezembro de 2004). Página visitada em 26-06-2007.
  19. ↑ Templeton, Matthew (2004). Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables. AAVSO. Página visitada em 2007-01-23.
  20. ↑ Smith, Gene (16 de abril de 1999). Stellar Spectra. University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Página visitada em 19-05-2007.
  21. ↑ J. G. Mayer, J. Hakkila. (1994). "Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors". Bulletin of the American Astronomical Society 26: 868.
  22. ↑ Anonymous (2005). Stellar Lifetimes. Georgia State University. Página visitada em 26-02-2007.
  23. ↑ Staff (29 de agosto de 2006). White Dwarfs & Planetary Nebulas. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Página visitada em 09-06-2007.
  24. ↑ 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): 288-300.
  25. ↑ Seligman, Courtney (2007). The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars. Página visitada em 14-05-2007.
  26. ↑ Staff (29 de agosto de 2006). Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Página visitada em 10-08-2006.
  27. ↑ Richmond, Michael (5 de outubro de 2006). Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. Página visitada em 07-06-2007.
  28. ↑ Darling, David. Carbon burning. The Internet Encyclopedia of Sciencs. Página visitada em 15-08-2007.
  29. ↑ Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M. (6 de agosto de 1997). Hubble Separates Stars in the Mira Binary System. HubbleSite News Center. Página visitada em 01-03-2007.
  30. ↑ Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H.. (2000). "Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe". Science 289 (5476): 88–90.
  31. ↑ Iben, Icko, Jr.. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114.
  32. ↑ Gil-Pons, P.; García-Berro, E.. (2001). "On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems". Astronomy and Astrophysics 375: 87–99.
  33. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A.. (2002). "The Evolution and Explosion of Massive Stars" (PDF). Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071.
  34. ↑ Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition. ScienceBits. Página visitada em 15-05-2007.
  35. ↑ Imamura, James N. (24 de fevereiro de 1995). Cooling of White Dwarfs. University of Oregon. Página visitada em 19-05-2007.
  36. ↑ a b Gehrels, Neil; Laird, Claude M.; Jackman, Charles H.; Cannizzo, John K.; Mattson, Barbara J.; Chen, Wan. (2003). "Ozone Depletion from Nearby Supernovae". The Astrophysical Journal 585 (2): 1169–1176.
  37. ↑ K. A. Postnov, L. R. Yungelson (2006). The Evolution of Compact Binary Star Systems. Living Reviews in Relativity. Página visitada em 16-05-2007.
  38. ↑ Malatesta, K.; Davis, K (Maio 2001). Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae. AAVSO. Página visitada em 20-05-2007.
  39. ↑ a b Malatesta, Kerri (Maio 2000). Variable Star Of The Month—May, 2000: RS Ophiuchi. AAVSO. Página visitada em 15-05-2007.
  40. ↑ Hendrix, Susan. "Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova", NASA, 20 de julho de 2007. Página visitada em 25-05-2007.
  41. ↑ 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: 1046–1064.
  42. ↑ Conferência em 25-05-2007 de Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. y los editors Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K. titulada On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf. O livro se chamava 'The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings' e tem 252 págs. Foi publicado pela Astronomical Society of the Pacific em 2002 em San Francisco, California. Para mais informações: http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ASPC..261..252L
  43. ↑ Conferência de Rosanne Di Stefano intitulada Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae baseada no livro Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources (ISBN 3-540-61390-0), editado por J. Greiner e publicado por Springer-Verlag. Ocorrida em 28 de fevereiro a 1 de março de 1996 em Garching, Alemania. Para mais informações veja este documento pdf.
  44. ↑ Fryer, C. L.; New, K. C. B. (24 de janeiro de 2006). 2.1 Collapse scenario. Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft. Página visitada em 07-06-2007.
  45. ↑ Staff (29 de agosto de 2006). Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Página visitada em 10-08-2006.
  46. ↑ Hansen, Brad M. S.. (2003). "Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs". The Astrophysical Journal 582 (2): 915–918.
  47. ↑ 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: 615–650.
  48. ↑ Staff (7 de setembro de 2006). Introduction to Supernova Remnants. NASA/Goddard. Página visitada em 20-05-2007.
  49. ↑ Tayler, Roger John. The Stars: Their Structure and Evolution. [S.l.]: Cambridge University Press, 1994. 16. ISBN 0-521-45885-4 p.
  50. ↑ Krimm, Hans (19 de agosto de 1997). Luminosity, Radius and Temperature. Hampden-Sydney College. Página visitada em 16-05-2007.
  51. ↑ Majewski, Steven R. (2006). Stellar Motions. University of Virginia. Página visitada em 15-05-2007.
  52. ↑ J. B. Holberg, M. A. Barstow, F. C. Bruhweiler, A. M. Cruise, A. J. Penny. (1998). "Sirius B: A New, More Accurate View". The Astrophysical Journal 497: 935–942.

[editar] Ligações externas

Commons
O Commons possui multimídias sobre IK Pegasi
Este é um artigo destacado. Clique aqui para mais informações

This article is licensed under the GNU Free Documentation License.
It uses material from the Wikipedia article " IK Pegasi ".
http://www.ditudo.etc.br/ - http://compras.ditudo.etc.br/ - http://directory.ditudo.com/ - http://www.dirbr.com.br/ - http://www.magicbanner.com.br/ - http://recomenda.ditudo.etc.br/