Просмотр кода страницы IK Пегаса

{{Звезда
 | Название                    = IK Пегаса
 | Число_компонентов           = 2
 | Изображение                 = Location_of_IK_Pegasi.png
 | Описание                    = Местоположение в созвездии
 | Открыватель                 = 
 | Дата_открытия               = 
 | Эпоха                       = [[J2000.0]]
 | Тип                         = [[Двойная звезда#Спектрально-двойные звезды|Спектрально-двойная звезда]] 
 | Прямое_восхождение          = {{RA|21|26|26.70}}
 | Склонение                   = {{Dec|+19|22|32.0}}
 | Шаблон_AstroCoord           = да 
 | Шаблон_Eq                   = да
 | Прямое_восхождение_Eq       = {{RA|21|26|26.6624|Eq}}
 | Склонение_Eq                = {{Dec|+19|22|32.304|Eq}}
 | Угол_Eq                     = 
 | Название_Eq                 = HR8210
 | Расстояние                  = {{ly|150 ± 5,2|46,04 ± 1,60}}<ref name="NStED">{{cite web|title=Object and Aliases|url=http://nsted.ipac.caltech.edu/cgi-bin/Sieve/nph-sieve?mission=NStED&currentForm=Result&objectSearch&dump&stripped=&obj=HIP+105860&id=105860&aliases=/work/TMP_GqA6Lu_27450/NStED/default/aliases_105860|url-status=dead|website = NASA/IPAC/NExSci  Star & Exo Planet Observations|archiveurl=https://www.webcitation.org/68oXLOSqJ?url=https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/Sieve/nph-sieve?mission=NStED|archivedate=2012-06-30 |lang = en }}</ref>
 | Видимая_звёздная_величина   = {{Переменная звезда|+6,07|+6,10|0,044}}<ref name="alcyone">{{cite web| author        =| date        =| url        =http://www.alcyone.de/SIT/bsc/HR8210.html| title        =IK Pegasi|website = | publisher        =Alcyone.de| accessdate        =| archiveurl        =https://www.webcitation.org/68oXLvoWi?url=http://www.alcyone.de/SIT/bsc/HR8210.html| archivedate        =2012-06-30 |lang = en }}</ref> 
 |Созвездие                   = Пегас
 | Лучевая_скорость            = -11,4<ref name="SIMBAD">{{cite web
 |title       = SIMBAD Query Result: HD 204188 -- Spectroscopic binary
 |publisher   = Centre de Données astronomiques de Strasbourg
 |website = [[SIMBAD]]
 |url         = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=HD+204188
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXMP61J?url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=HD+204188
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }} — ''Прим.:'' некоторые параметры были получены  по нажатию кнопки "Display all measurements".</ref>
 | Собственное_движение_RA     = 80,23<ref name="SIMBAD"/>
 | Собственное_движение_Dec    = 17,28<ref name="SIMBAD"/>
 | Параллакс                   = 21,72
 | Ошибка_параллакса           = 0,78<ref name="SIMBAD"/> 
 |Абсолютная_звёздная_величина= {{Переменная звезда|+2,75|+2,78|0,044}}<ref name="a" group="nb"/>
 | Спектральный_класс          = 
 | Показатель_цвета_B-V        = +0,672<ref name="SIMBAD"/>
 | Показатель_цвета_U-B        = +1,417<ref name="SIMBAD"/>
 | Переменность                = [[Переменная звезда типа Дельты Щита|δ Sct]]
 | Масса                       = 
 | Радиус                      = 
 | Возраст                     = 50–600 млн&nbsp;<ref name="mnras267" />
 | Температура                 = 
 | Светимость                  = 
 | Металличность               = 
 | Вращение                    = 
 | Свойства                    = 
 | Период                      = 
 | Большая_полуось             = 
 | Эксцентриситет              = 
 | Наклонение                  = 
 | Узел                        = 
 | Эпоха_периастра             = 
 | Аргумент_перицентра         = 
 | Другие_обозначения          = {{astrocat |Name=IK Пегаса|AG=+19 2186 |AGKR=19171 |BD=+18°4794 |2EUVE=J2126+19.3 |UVE=J2126+19.3 |GC=30023 |GCRV=13485 |GEN#=+1.00204188 |GSC=01671-00710 |HD=204188 |
HIC=105860 |HIP=105860 |HR=8210 |2MASS=J21262666+1922323 |N30=4732 |
PPM=140137 |2RE=J2126+192 |2RE=J212626+192300 |RE=J212626+192257 |RE=J2126+192 |RX=J2126.4+1922 |1RXS=J212626.8+192224 |SAO=107138 |
SBC7=857 |SBC9=1307 |SKY#=40866 |TD1=28097 |TYC=1671-710-1 |uvby98=100204188 V |WD=2124+191 |YZ=19 8745 |}}
 | SIMBAD                      = HD 204188
 | ARICNS                      = 
 | accessdate                  = 
 | Источники                   = 
 | Компонент_1                 = 
{{Звезда/компонент
 |цвет_верх      ={{Цвет звезды|A}}
 |цвет_заголовок =
 |цвет_слева     =
 |Компонент      =A
 |Название                    = IK Пегаса A
 |Изображение                 = 
 |Описание                    = 
 |Открыватель                 = 
 |Дата_открытия               = 
 |Обозначения                 = 
 |Эпоха                       = [[J2000.0]]
 |Тип                         = 
 | Прямое_восхождение          = 
 | Склонение                   = 
 |Расстояние                  = 
 |Видимая_звёздная_величина   = 
 |Созвездие                   = 
 |Лучевая_скорость            = 
 |Собственное_движение_RA     =
 |Собственное_движение_Dec    =
 |Параллакс                   =
 |Ошибка_параллакса           =
 |Абсолютная_звёздная_величина=
 |Спектральный_класс          = {{скз|A|8||m:C}}<ref name="apj221"/>
 |Показатель_цвета_B-V        = 
 |Показатель_цвета_U-B        = 
 |Переменность                =  
 |Масса                       = 1,65<ref name="mnras267" />
 |Радиус                      = 1,6<ref name="mnras267" /> 
 |Возраст                     = 
 |Температура                 = 7&nbsp;700<ref name="nras278">{{статья
|заглавие=The chemical composition of IK Pegasi
|том=278
|номер=3
|страницы=688—696
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.278..688S
|автор=B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen
|год=1996
|язык=en
|издательство=[[Oxford University Press]]
|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|archivedate=2017-11-14
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20171114215131/http://adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.278..688S
}}{{ref-en}}</ref>
 |Светимость                  = 8,0<ref name="b" group="nb"/>
 |Металличность               = 117<ref name="mnras267" /><ref name="nras278" />
 |Вращение                    = <&nbsp;32,5<ref name="nras278" />&nbsp;км/с
 |Свойства                    = 
 |Другие_обозначения          =  
 | SIMBAD                     = 
 | ARICNS                     = 
 | VizieR                     = 
}}
 | Компонент_2                 = {{Звезда/компонент
 |цвет_верх      = {{Цвет звезды|O}}
 |цвет_заголовок =
 |цвет_слева     =
 |Компонент      =B
 |Название                    = IK Пегаса B
 |Изображение                 = 
 |Описание                    = 
 |Открыватель                 = 
 |Дата_открытия               = 
 |Обозначения                 = 
 |Эпоха                       = [[J2000.0]]
 |Тип                         = [[Белый карлик]]
 | Прямое_восхождение         = 
 | Склонение                  = 
 |Расстояние                  = 
 |Видимая_звёздная_величина   = 
 |Созвездие                   = 
 |Лучевая_скорость            = 
 |Собственное_движение_RA     = 
 |Собственное_движение_Dec    = 
 |Параллакс                   = 
 |Ошибка_параллакса           = 
 |Абсолютная_звёздная_величина=
 |Спектральный_класс          = DA<ref name="mnras270" />
 |Показатель_цвета_B-V        = 
 |Показатель_цвета_U-B        = 
 |Переменность                = 
 |Масса                       = 1,15<ref name="pasp105" />
 |Радиус                      = 0,006<ref name="mnras270" />
 |Возраст                     = 
 |Температура                 = 35&nbsp;500<ref name="pasp105" />
 |Светимость                  = 0,12<ref name="b" group="nb"/>

 |Металличность               = 
 |Вращение                    = 
 |Свойства                    = 
 |Другие_обозначения          = 
 |SIMBAD                      =  
 |ARICNS                      = 
 |VizieR                      = 
}}
 | Компонент_3                 = 
 | Компонент_4                 = 
 | Компонент_5                 = 
 | Компонент_6                 = 
 | Компонент_7                 = 
 | Компонент_8                 = 
 | Компонент_9                 = 
 | Компонент_10                = 
}}

'''IK Пега́са''' (IK Pegasi, сокр. IK Peg, или '''HR 8210''') — [[двойная звезда]] в созвездии [[Пегас (созвездие)|Пегас]]. Находится на расстоянии около 150 [[Световой год|световых лет]] от [[Солнечная система|Солнечной системы]] и её [[Светимость|светимости]] достаточно, чтобы быть видимой [[Невооружённый глаз#Невооружённый глаз в астрономии|невооружённым глазом]].

Главный компонент ('''IK Пегаса A''') — звезда [[Главная последовательность|главной последовательности]], [[Спектральный класс|спектрального класса]] A, которая классифицируется как [[переменная звезда типа Дельты Щита]] и показывает незначительные пульсации яркости с частотой изменения блеска примерно {{nobr|22,9 раза}} в день<ref name="mnras267">{{статья
|заглавие=Pulsational Activity on Ik-Pegasi
|том=267
|номер=4
|страницы=1045—1052
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.267.1045W
|автор=D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd
|год=1994
|язык=en
|издательство=[[Oxford University Press]]
|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|archivedate=2017-11-20
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20171120171408/http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.267.1045W
}}{{ref-en}}</ref>. Его спутник ('''IK Пегаса B''') является массивным [[Белый карлик|белым карликом]] — звездой, которая сошла с главной последовательности и уже не производит энергию путём [[Термоядерная реакция|термоядерного синтеза]]. Они вращаются друг вокруг друга с периодом {{nobr|21,7 дня}} на среднем расстоянии около {{nobr|31 млн км}}, или {{nobr|0,21 [[Астрономическая единица|астрономической единицы]]}} (а. е.) друг от друга, что меньше, чем радиус орбиты [[Меркурий (планета)|Меркурия]].

'''IK Пегаса B''' — ближайший известный кандидат в будущие [[Сверхновая звезда|сверхновые]]. Как только главная звезда системы начнёт превращаться в [[красный гигант]], она вырастет до радиуса, где белый карлик может увеличивать массу, [[Аккреция|аккрецируя]] вещество с расширенной газовой оболочки. Когда белый карлик достигнет [[Предел Чандрасекара|предела Чандрасекара]] в 1,44 [[Солнечная масса|солнечных масс]], он может взорваться как [[Сверхновая звезда#Сверхновые I типа|сверхновая типа Ia]]<ref name="mnras262">{{статья
|заглавие=IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system
|том=262
|номер=2
|страницы=277—284
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.262..277W
|язык=en
|тип=journal
|автор=Wonnacott, D.; Kellett, B. J.; Stickland, D. J.
|год=1993
|издательство=[[Oxford University Press]]
|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|archivedate=2016-01-07
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20160107072727/http://adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.262..277W
}}{{ref-en}}</ref>.

== История наблюдений ==
Впервые эта звезда была каталогизирована в [[1862 год]]у, попав в [[Боннское обозрение]] под номером BD +18°4794B. Позднее, в [[1908 год]]у она появились в [[Каталог ярких звёзд|Гарвардский пересмотренном каталоге]] как HR 8210<ref>{{статья
|заглавие=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
|издание=Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College
|том=50
|страницы=182
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1908AnHar..50....1P
|язык=en
|тип=journal
|автор=Pickering, Edward Charles
|год=1908
|archivedate=2019-08-31
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190831162542/http://adsabs.harvard.edu/abs/1908AnHar..50....1P
}}{{ref-en}}</ref>. Обозначение '''IK Пегаса''' было присвоено, после того как была открыта её переменность, в соответствии с [[Переменная звезда#Система обозначений переменных звёзд|номенклатурой обозначения переменных звёзд]], предложенной [[Аргеландер, Фридрих Вильгельм Август|Фридрихом Аргеландером]].

Изучение спектральных особенностей этой звезды показали характерное смещение [[Спектральная линия|линий поглощения]] в [[Двойная звезда#Спектрально-двойные звезды|двойной системе]]. Это смещение возникает, когда звезда движется по своей орбите, сначала по направлению к наблюдателю, а затем от наблюдателя, создавая периодический [[Эффект Доплера|доплеровский сдвиг]] спектральных линий. Измерения этого смещения позволяют астрономам определить относительную скорость орбитального движения по крайней мере одной из звёзд, даже если они не в состоянии разрешить отдельные компоненты<ref>{{cite web
 |author      = Staff
 |url         = http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html
 |title       = Spectroscopic Binaries
 |publisher   = University of Tennessee
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXNWmVA?url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>.

В [[1927 год]]у канадский астроном Уильям Харпер ({{iw|William E. Harper<!-- Заголовок статьи подставлен автоматически! Пожалуйста, проверьте корректность и удалите сообщение! -->|William E. Harper|en|William Edmund Harper}}) использовал этот метод для определения периода обращения спектрально-двойной IK Пегаса и обнаружил, что он равен {{nobr|21,724 дня}}. Кроме того, он первоначально предполагал, что [[эксцентриситет орбиты]] равен 0,027. (Более поздние оценки показывают, что эксцентриситет фактически равен нулю, что является показателем круговой орбиты)<ref name="mnras262" />. Максимальная скорость основного компонента вдоль луча зрения с Земли составляет 41,5 км/с<ref>{{статья
|заглавие=The orbits of A Persei and HR 8210
|издание=Publications of the Dominion Astrophysical Observatory
|том=4
|страницы=161—169
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PDAO....4..161H
|автор=Harper, W. E.
|год=1927
|archivedate=2006-04-07
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20060407234615/http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PDAO....4..161H
}}{{ref-en}}</ref>.

Расстояние до системы '''IK Пегаса''' может быть измерено непосредственно по наблюдениям [[параллакс]]а звезды, поскольку она достаточно близка. Это периодическое смещение было измерено с высокой точностью астрометрическим спутником «[[Hipparcos]]», что позволило оценить расстояние до звезды в {{nobr|150 ± 5 световых}} лет<ref>{{статья
|заглавие=The HIPPARCOS Catalogue
|том=323
|страницы=L49—L52
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997A&A...323L..49P
|автор=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
|год=1997
|язык=en

|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]
|издательство=[[EDP Sciences]]

}}{{ref-en}}</ref>. «Hipparcos» измерил также [[собственное движение]] этой системы (небольшое угловое смещение '''IK Пегаса''' на небе из-за его движения в пространстве)

Известные расстояние и собственное движение системы позволяют оценить поперечную скорость '''IK Пегаса''', которая оказалась равной {{nobr|16,9 км/с}}<ref name="c" group="nb"/>. Третий компонент движения, лучевую скорость, можно рассчитать по среднему сдвигу в [[Красное смещение|красную]] или синюю сторону звёздного спектра. '''Общий каталог звёздных лучевых скоростей''' (''Catalogue of Stellar Radial Velocities'') указывает, что радиальная скорость для этой системы −11,4 км/с<ref>{{книга
|год=1953
|заглавие=General catalogue of stellar radial velocities
|издательство=Carnegie Institution of Washington
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953QB901.W495.....
|автор=Wilson, Ralph Elmer
|archivedate=2018-10-05
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20181005104923/http://adsabs.harvard.edu/abs/1953QB901.W495.....
}}{{ref-en}}</ref>. Сочетание радиального и поперечного движений даёт пространственную скорость {{nobr|20,4 км/с}} по отношению к Солнцу<ref name="d" group="nb"/>.

В [[2000 год]]у была сделана попытка сфотографировать отдельные компоненты этой двойной системы с помощью [[Хаббл (телескоп)|космического телескопа «Хаббл»]], но звёзды оказались слишком близки для того, чтобы их можно было разрешить по отдельности<ref>{{cite conference
  | author = Burleigh, M. R.; Barstow, M. A.; Bond, H. E.; Holberg, J. B.
  | editor = Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S.
  | title = Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope
  | book-title = Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs
  | pages = 222
  | publisher = Astronomy Society of the Pacific
  | date = July 28–August 1, 2001
  | location = San Francisco
  | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ASPC..226..222B
  | accessdate = 
  | id = ISBN 1-58381-058-7
  | archive-date = 2017-11-14
  | archive-url = https://web.archive.org/web/20171114213220/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ASPC..226..222B
  | url-status = dead
  }}{{ref-en}}</ref>. Последние измерения орбитальной ультрафиолетовой обсерваторией [[EUVE]] ([[Extreme Ultraviolet Explorer]]) дали более точную оценку орбитального периода в 21,72168(9) дней<ref name="apj502">{{статья
|заглавие=Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions
|том=502
|номер=2
|страницы=763—787
|ссылка=https://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/305926
|doi=10.1086/305926
|язык=en
|тип=journal
|автор=Vennes, S.; Christian, D. J.; Thorstensen, J. R.
|год=1998
|издание=[[The Astrophysical Journal]]
|издательство=[[IOP Publishing]]

}}{{Недоступная ссылка|date=2018-01|bot=InternetArchiveBot }}{{ref-en}}</ref>. Предполагается, что [[Кеплеровы элементы орбиты#Наклонение|наклон плоскости орбиты]] системы к лучу зрения близок к 90°, то есть с [[Земля|Земли]] её видно почти с ребра. В этом случае возможно наблюдать периодические [[Затмение|затмения]] основного компонента белым карликом<ref name="pasp105" />.

== IK Пегаса A ==
[[Файл:Size IK Peg.png|right|300px|thumb|Относительные размеры '''IK Peg A''' (слева), '''B''' (внизу) и Солнца (справа).<ref>Объяснение именно такого цвета звёзд см. на: {{cite web|date=2004-12-21|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|title=The Colour of Stars|publisher=Australia Telescope Outreach and Education|accessdate=|archiveurl=https://www.webcitation.org/61BISbtHe?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|archivedate=2011-08-24 |lang = en }}</ref>]]

[[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела]] показывает зависимость между [[светимость]]ю и [[Показатель цвета|показателем цвета]] для множества звёзд. '''IK Peg A''' в настоящее время находится на [[Главная последовательность|главной последовательности]], то есть принадлежит к той группе звёзд, в которой энерговыделение обеспечивается термоядерным горением [[водород]]а. Вместе с тем '''IK Peg A''' лежит в узкой, почти вертикальной полосе на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, которая известна как [[полоса нестабильности]]. Яркости звёзд в этой полосе колеблются в результате периодических пульсаций поверхности звезды<ref name="araa33">{{статья
|заглавие=Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1
|издание={{Нп3|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}}
|том=33
|страницы=75—114
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA%26A..33...75G
|doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.000451
|язык=en
|автор=A. Gautschy, H. Saio
|год=1995
|издательство=[[Annual Reviews]]
|archivedate=2008-02-29
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080229071452/http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA%26A..33...75G
}}{{ref-en}}</ref>.

Пульсации происходят в результате процесса, называемого ''[[каппа-механизм]]''. Часть внешней атмосферы звезды становится [[Оптическая плотность|оптически непрозрачной]] из-за частичной [[Ионизация|ионизации]] отдельных элементов. Когда эти атомы теряют [[электрон]], вероятность того, что они будут поглощать энергию, возрастает. Это приводит к увеличению температуры, что приводит к расширению атмосферы. Расширенная атмосфера становится менее ионизированной и теряет энергию, в результате чего она остывает и уменьшается в размерах. В результате работы этого цикла появляются периодические пульсации атмосферы и соответствующие изменения яркости<ref name="araa33" />.

Звезды в области полосы нестабильности, которая пересекает главную последовательность, называются [[Переменная звезда типа Дельты Щита|переменными типа Дельты Щита]] (δ Sct). Подобные переменные, прототипом для которых стала [[Дельта Щита]], обычно являются звёздами спектрального класса от А2 до F8 и класса светимости от III ([[субгигант]]ов) до V (звёзды главной последовательности). Эти звёзды — короткопериодические переменные с регулярными пульсациями между 0,025 и 0,25 суток. Звёзды типа δ Sct имеют обилие тяжёлых элементов, подобное солнечному (см. [[Металличность]]), и массу от 1,5 до 2,5 {{Mo}}<ref>{{cite web
 |last        = Templeton
 |first       = Matthew
 |year        = 2004
 |url         = http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml
 |title       = Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables
 |publisher   = [[AAVSO]]
 |url-status    = dead
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20041028005203/http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml
 |archivedate = 2004-10-28
 }}</ref>. Частота пульсаций '''IK Пегаса A''' была оценена в 22,9 цикла в день, или один раз в 63 мин<ref name="mnras267" />.

Астрономы определяют [[металличность]] звезды, как наличие в её атмосфере [[Химический элемент|химических элементов]], которые имеют более высокий [[Зарядовое число|порядковый номер]], чем [[гелий]] (все они называются в астрофизике металлами). Эта величина измеряется с помощью [[Спектроскопия|спектрального анализа]] атмосферы, а затем оценивается по сравнению с результатами предвычисленных звёздных моделей. В случае '''IK Пегаса A''' металличность [M/H] равна 0,07±0,20. Такая запись даёт [[логарифм]] отношения содержания металлов (M) к водороду (H), минус логарифм металличности Солнца. (Таким образом, если звезда имеет ту же металличность, что и Солнце, то значение логарифма будет равно нулю). В пределах погрешности металличность IK Пегаса A совпадает с солнечной.

Спектр таких звёзд, как '''IK Peg A''', показывает сильные [[Серия Бальмера|бальмеровские линии]] водорода вместе с [[Спектральная линия поглощения|линиями поглощения]] ионизированных металлов, в том числе линии K ионизованного [[Кальций|кальция]] (Ca II) на длине волны {{nobr|393,3 нм}}<ref>{{cite web
 |last        = Smith
 |first       = Gene
 |date        = 1999-04-16
 |url         = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 |title       = Stellar Spectra
 |publisher   = University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXNza61?url=http://casswww.ucsd.edu/archive/public/tutorial/Stars.html
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>. Спектр '''IK Peg A''' классифицируется как маргинальный [[Am-звезда|Am]] (или "Am: "); это означает, что в спектре этой звезды видны несколько усиленные, по сравнению с типичной звездой класса А, линии поглощения металлов<ref name="apj221">{{статья
|заглавие=Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars
|том=221
|страницы=869—880
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...221..869K
|doi=10.1086/156090
|язык=en
|тип=journal
|автор=Kurtz, D. W.
|год=1978
|издание=[[The Astrophysical Journal]]
|издательство=[[IOP Publishing]]
|archivedate=2017-11-03
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20171103143243/http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...221..869K
}}{{ref-en}}</ref>. Звезды спектрального класса Am часто являются членами тесных двойных систем с компаньоном примерно такой же массы, что и наблюдается в случае '''IK Пегаса'''<ref>{{статья
|заглавие=Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors
|том=26
|страницы=868
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.0607M
|язык=en
|тип=journal
|автор=J. G. Mayer, J. Hakkila
|год=1994
|издательство=[[Американское астрономическое общество|American Astronomical Society]]
|издание={{Нп3|Bulletin of the American Astronomical Society}}
|archivedate=2017-11-03
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20171103145637/http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.0607M
}}{{ref-en}}</ref>.

Звёзды спектрального класса A горяче́е и массивнее, чем Солнце, но, как следствие, время жизни звезды на главной последовательности соответственно меньше. Для звезды с массой, аналогичной '''IK Peg A''' (1,65 солнечных), расчётный срок жизни на главной последовательности составляет {{nobr|2-3 млрд лет}}, что составляет примерно половину текущего возраста Солнца<ref>{{cite web
 |author      = Anonymous
 |year        = 2005
 |url         = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html
 |title       = Stellar Lifetimes
 |publisher   = Georgia State University
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXOYbW8?url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>.

В отношении массы, ближайшей к нам звездой-аналогом того же спектрального класса и типа переменности является относительно молодой [[Альтаир]], чья масса равна {{nobr|1,7 {{Mo}}}}. В целом же двойная система имеет некоторое сходство с [[Сириус]]ом, который состоит из главной звезды спектрального класса A и спутника — белого карлика. Тем не менее, Сириус A является более массивной звездой, чем '''IK Пегаса A''', а орбита его спутника гораздо больше, с [[Кеплеровы элементы орбиты#Большая полуось|большой полуосью]] в {{nobr|20 а. е.}}

== IK Пегаса B ==
Звезда-компаньон '''IK Пегаса B''' является плотным белым карликом. Звёзды этого класса достигли конца своей жизни и больше не производят энергию путём ядерного синтеза. Вместо этого, при нормальных обстоятельствах белый карлик будет постоянно излучать избыток энергии, становясь всё более холодным и тусклым, на протяжении многих миллиардов лет<ref>{{cite web
 |author      = Staff
 |title       = White Dwarfs & Planetary Nebulas
 |date        = 2006-08-29
 |url         = https://chandra.harvard.edu/xray_sources/white_dwarfs.html
 |publisher   = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXOz42Y?url=https://chandra.harvard.edu/xray_sources/white_dwarfs.html
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>.

=== Предварительная эволюция ===
Почти все звёзды малой и средней массы (меньше примерно 9 солнечных масс) в конце концов, исчерпав свои запасы водорода, становятся белыми карликами<ref>{{статья
|заглавие=§3, How Massive Single Stars End Their Life
|том=591
|номер=1
|страницы=288—300
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H
|doi=10.1086/375341
|автор=Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H.
|год=2003
|язык=en
|издание=[[The Astrophysical Journal]]
|издательство=[[IOP Publishing]]
|archivedate=2018-08-27
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20180827021558/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H
}}{{ref-en}}</ref>. Такие звёзды проводят большую часть своей «активной» жизни, находясь на главной последовательности. Количество времени, которое они проводит на главной последовательности, зависит прежде всего от их массы: время жизни уменьшается с ростом массы<ref>{{cite web
 |last        = Seligman
 |first       = Courtney
 |year        = 2007
 |url         = http://cseligman.com/text/stars/mldiagram.htm
 |title       = The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXPd6fE?url=http://cseligman.com/text/stars/mldiagram.htm
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>. Таким образом, '''IK Peg B''', прежде чем стать белым карликом, должна была быть более массивной, чем компонент '''А'''. Звезда-родоначальник '''IK Peg B''', как полагают, имела массу от 5 до 8 солнечных<ref name="mnras262" />.
[[Файл:NGC7293 (2004).jpg|right|thumb|[[Планетарная туманность]] [[туманность Улитка|Улитка]] появилась в результате эволюции красного гиганта в белый карлик. ''[[NASA]]&[[European Space Agency|ESA]]'']]
После того как водородное топливо в ядре родоначальника '''IK Peg B''' было исчерпано, он превратился в красный гигант. Внутреннее ядро сжалось до состояния, когда началось горение водорода в оболочке, окружавшей гелиевое ядро. Чтобы скомпенсировать повышение температуры, внешняя оболочка расширилась во много раз по сравнению с радиусом, которым звезда обладала, находясь на главной последовательности. Когда в ядре были достигнуты температура и плотность, при которой могло бы начаться [[Тройная гелиевая реакция|горение гелия]], гигант перешёл на [[Горизонтальная ветвь|горизонтальную ветвь]] диаграммы Герцшпрунга — Расселла. Слияние гелия образует инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода. Когда гелий в ядре был исчерпан, вокруг него появилась горящая гелиевая оболочка в дополнение к горящей водородной оболочке, и звезда перешла на так называемую [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотическую ветвь гигантов]], или АВГ. (Это ветвь, идущая к верхнему правому углу диаграммы Герцшпрунга — Расселла). Если звезда была достаточной массы, то затем может начаться [[Ядерное горение углерода|горение углерода]] в ядре и производство в результате этого горения [[кислород]]а, [[неон]]а и [[Магний|магния]]<ref name="evolution">{{cite web
 |author      = Staff
 |date        = 2006-08-29
 |url         = https://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html
 |title       = Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction
 |publisher   = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXQIfvQ?url=https://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref><ref>{{cite web
 |last        = Richmond
 |first       = Michael
 |date        = 2006-10-05
 |url         = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 |url-status=dead
 |title       = Late stages of evolution for low-mass stars
 |publisher   = Rochester Institute of Technology
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXQmKIe?url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref><ref>{{cite web
 |last        = Darling
 |first       = David
 |url         = https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html |url-status = dead |title       = Carbon burning
 |publisher   = The Internet Encyclopedia of Sciencs
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXRQFuG?url=https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>.

[[Файл:Mira 1997 UV.jpg|right|thumb|Изображение пульсирующей АВГ-звезды [[Мира (звезда)|Мира Кита]] ''[[NASA]] image.'']]
Внешняя оболочка красного гиганта или АВГ-звезды может расшириться до нескольких сотен радиусов Солнца, до {{nobr|0,5 млрд км}} {{nobr|(3 а. е.)}}, как в случае пульсирующей АВГ-звезды [[Мира (звезда)|Миры]]<ref>{{cite web
 |author      = Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M.
 |date        = 1997-08-06
 |url         = https://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/
 |title       = Hubble Separates Stars in the Mira Binary System
 |publisher   = HubbleSite News Center
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXRut7J?url=https://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>. Это расстояние выходит далеко за рамки текущего среднего расстояния между двумя звёздами в системе '''IK Пегаса''', поэтому в этот период времени две звезды разделяли общую оболочку. В результате атмосфера '''IK Пегаса A''', возможно, была обогащена изотопами различных элементов<ref name="pasp105">{{статья
|заглавие=The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638
|том=105
|номер=690
|страницы=841—847
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..841L
|doi=10.1086/133242
|язык=en
|тип=journal
|автор=Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P.
|год=1999
|издание=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]
|archivedate=2008-02-26
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080226225925/http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..841L
}}{{ref-en}}</ref>.

Некоторое время спустя сформировалось инертное кислород-углеродное (или кислородно-магниево-неоновое) ядро, и термоядерный синтез стал происходить в двух концентрических оболочках, окружающих ядро; водород начал гореть во внешней оболочке, а гелий — вокруг инертного ядра. Однако эта фаза горения в двойной оболочке неустойчива, что привело к тепловым импульсам, ставшим причиной широкомасштабных выбросов массы из внешней оболочки звезды<ref>{{статья
|заглавие=Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe
|издание=Science
|том=289
|номер=5476
|страницы=88—90
|ссылка=https://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5476/88
|doi=10.1126/science.289.5476.88
|pmid=10884230
|язык=en
|тип=journal
|автор=Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H.
|год=2000
|archivedate=2009-09-15
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20090915214801/http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5476/88
}}{{ref-en}}</ref>. Из этого выброшенного материала образовалось огромное облако, называемое [[Планетарная туманность|планетарной туманностью]]. Вся водородная оболочка была исторгнута из звезды, кроме небольшой части, окружающей остаток — белый карлик, который состоит в основном из инертного ядра<ref name="apjs76">{{статья
|заглавие=Single and binary star evolution
|том=76
|страницы=55—114
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I
|doi=10.1086/191565
|автор=Iben, Icko, Jr.
|год=1991
|язык=en
|издание=[[The Astrophysical Journal]]
|издательство=[[IOP Publishing]]
|archivedate=2007-10-11
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20071011134617/http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I
}}{{ref-en}}</ref>.

=== Свойства и структура ===
'''IK Пегаса B''' может целиком состоять из углерода и кислорода, но может также, если в его звезде-предшественнике началось [[Ядерное горение углерода|горение углерода]], иметь кислородно-неоновое ядро, окружённое оболочкой, обогащённой углеродом и кислородом<ref>{{статья
|заглавие=On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems
|том=375
|страницы=87—99
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001astro.ph..6224G
|doi=10.1051/0004-6361:20010828
|язык=en
|тип=journal
|автор=Gil-Pons, P.; García-Berro, E.
|год=2001
|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]
|издательство=[[EDP Sciences]]
|archivedate=2017-11-14
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20171114213232/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001astro.ph..6224G
}}{{ref-en}}</ref><ref>{{статья
|заглавие=The Evolution and Explosion of Massive Stars
|издание=Reviews of Modern Physics
|том=74
|номер=4
|страницы=1015—1071
|ссылка=http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf
|doi=10.1103/RevModPhys.74.1015
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070929091739/http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf
|archivedate=2007-09-29
|автор=Woosley, S. E.; Heger, A.
|год=2002
}}{{ref-en}}</ref>. В любом случае, снаружи '''IK Peg B''' покрыта атмосферой из почти чистого водорода, что позволяет отнести этот белый карлик к [[Белый карлик#Особенности спектров и спектральная классификация|спектральному классу DA]]. Так как гелий имеет бо́льшую [[Атомная масса|атомную массу]], в оболочке звезды он будет «тонуть» в водородном слое<ref name="mnras270">{{статья
|заглавие=Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi
|том=270
|номер=3
|страницы=516
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.270..516B
|язык=en
|тип=journal
|автор=Barstow, M. A.; Holberg, J. B.; Koester, D.
|год=1994
|издательство=[[Oxford University Press]]
|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|archivedate=2017-11-20
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20171120171429/http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.270..516B
}}{{ref-en}}</ref>. Полная масса звезды ограничивается давлением электронного [[Вырожденный газ|вырожденного газа]] — [[Квантовая механика|квантово-механического эффекта]], который ограничивает количество вещества, которое может быть «втиснуто» в заданный объём.
[[Файл:ChandrasekharLimitGraph-ru.svg|left|380px|thumb|График показывает теоретическую зависимость радиуса белого карлика от его массы. Зелёная кривая для [[Специальная теория относительности|релятивистской]] модели электронного газа.]]
Оценивая массу '''IK Пегаса B''' в 1,15 массы Солнца, астрономы считают его весьма массивным белым карликом<ref name="e" group="nb"/>. Хотя его радиус не наблюдается непосредственно, он может быть оценён из известных теоретических отношений между массой и радиусом белого карлика<ref>{{cite web
 |url         = http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition
 |title       = Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition
 |publisher   = ScienceBits
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXSckah?url=http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>, что даёт значение около {{nobr|0,6 %}} от [[Солнечный радиус|радиуса Солнца]]<ref name="mnras270" /> (другой источник даёт величину {{nobr|0,72 %,}} так что в этом результате остаётся некоторая неопределённость)<ref name="mnras267"/>. Таким образом, эта звезда с массой более солнечной заключена в объёме меньше земного, что указывает на чрезвычайно большую [[плотность]] этого объекта<ref name="f" group="nb"/>.

Массивный и в то же время компактный белый карлик обеспечивает мощнейшую [[Сила тяжести|силу тяжести]] на поверхности звезды. Астрономы обозначили эту величину через десятичный [[логарифм]] гравитационной силы в единицах [[СГС]], или {{math|lg ''g''}}. Для '''IK Пегаса B''' {{math|lg ''g''}} равен 8,95<ref name="mnras270"/>. Для сравнения, {{math|lg ''g''}} на Земле равен 2,99. Таким образом, сила тяжести на поверхности '''IK Пегаса B''' превосходит более чем в {{nobr|{{formatnum:900000}} раз}} силу тяжести на Земле<ref name="g" group="nb"/>.

[[Эффективная температура]] поверхности '''IK Pegasi B''' оценивается в {{nobr|{{formatnum:35500}} ± {{formatnum:1500}} K}}<ref name="pasp105"/>, что делает его мощным источником [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетового излучения]]<ref name="mnras270"/><ref name="h" group="nb"/>. В отсутствие спутника, - соседней звезды в звёздной системе, этот белый карлик постепенно (в течение миллиардов лет) остывал бы, а его радиус оставался бы практически неизменным<ref>{{cite web
 |last        = Imamura
 |first       = James N.
 |date        = 1995-02-24
 |url         = http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html
 |title       = Cooling of White Dwarfs
 |publisher   = University of Oregon
 |accessdate  = 
 |url-status    = dead
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/19970227165832/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html
 |archivedate = 1997-02-27
  |lang = en }}</ref>.

== Будущая эволюция двойной системы ==
В [[1993 год]]у Дэвид Уонакотт (''David Wonnacott''), Барри Келлетт (''Barry J. Kellett'') и Дэвид Стикленд (''David J. Stickland'') выдвинули предположение, что система '''IK Пегаса''' может со временем превратиться в сверхновую типа Ia или стать [[Катаклизмические переменные|катаклизмической переменной]]<ref name="mnras262" />. Находясь на расстоянии 150 световых лет, она является ближайшим к Земле кандидатом в сверхновые. Однако понадобится время, чтобы система развилась до состояния, когда может произойти взрыв сверхновой. За это время она отойдёт на значительное расстояние от Земли.

[[Файл:Supernova Companion Star.jpg|left|200px|thumb|Аккреция вещества на белый карлик]]
Наступит время, когда '''IK Пегаса A''' сойдёт с главной последовательности и начнёт превращаться в красного гиганта. Оболочка красной звезды может вырасти до значительных размеров, в 100 раз больше нынешнего радиуса. Когда внешняя оболочка '''IK Peg A''' достигнет [[Полость Роша|полости Роша]] его компаньона, вокруг белого карлика начнёт формироваться газообразный аккреционный диск. Этот газ, состоящий в основном из водорода и гелия, будет скапливаться на поверхности спутника. [[Массообмен]] между звёздами приведёт также к их взаимному сближению<ref>{{cite web
 |author      = K. A. Postnov, L. R. Yungelson
 |year        = 2006
 |url         = http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html|url-status=dead
 |title       = The Evolution of Compact Binary Star Systems
 |publisher   = Living Reviews in Relativity
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXTXx5L?url=http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>.

Газ, скопившийся на поверхности белого карлика, начнёт сжиматься и нагреваться. В какой-то момент в накопленном газе могут сложиться условия, необходимые для термоядерного горения водорода, и начавшиеся мощнейшие термоядерные взрывы будут сметать часть газа с поверхности белого карлика. Это приведёт к периодическим катастрофическим изменениям светимости системы '''IK Пегаса''': она быстро увеличится на несколько порядков в течение нескольких дней или месяцев<ref>{{cite web
 |author      = Malatesta, K.; Davis, K.
 |month       = May
 |year        = 2001
 |url         = http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml
 |title       = Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae
 |publisher   = AAVSO
 |accessdate  = 
 |url-status    = dead
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20031106083823/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml
 |archivedate = 2003-11-06
  |lang = en }}</ref>. Примером такой звезды является система [[RS Змееносца]] — двойная звезда, состоящая из красного гиганта и белого карлика-спутника. RS Змееносца является [[Повторные новые|повторной новой]], испытавшей по крайней мере шесть вспышек, происходивших каждый раз, когда путём аккреции достигалась критическая масса водорода, необходимая для производства колоссального взрыва<ref name="vsom0501">{{cite web
 |last        = Malatesta
 |first       = Kerri
 |month       = May
 |year        = 2000
 |url         = http://www.aavso.org/vsots_rsoph
 |title       = RS Ophiuchi
 |publisher   = [[VSO]]ccessdate =
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXUkabs?url=http://www.aavso.org/vsots_rsoph
 |archivedate = 2012-06-30
 }}</ref><ref>{{cite web
 | first=Susan
 | last=Hendrix
 | title=Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova
 | publisher=NASA
 | date=2007-07-20
 | url=https://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/rxte_supernova.html
 | accessdate=
 | lang=en
 | archive-date=2020-05-12
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20200512112114/https://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/rxte_supernova.html
 | url-status=live
 }}</ref>.

Вполне возможно, что '''IK Пегаса''' будет развиваться по аналогичной схеме<ref name="vsom0501" />. Однако даже в таких мощнейших термоядерных взрывах участвует только часть аккрецированного газа: другая часть либо выбрасывается в космос, либо остаётся на поверхности белого карлика. Таким образом, при каждом цикле белый карлик может неуклонно прирастать в массе и продолжать накапливать вокруг себя оболочку из водорода<ref>{{статья
|заглавие=The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae
|том=362
|страницы=1046—1064
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..8444L
|язык=en
|тип=journal
|автор=Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P.
|год=2000
|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]
|издательство=[[EDP Sciences]]
|archivedate=2017-11-09
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20171109224634/http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..8444L
}}{{ref-en}}</ref>.

Альтернативная модель, которая позволяет белому карлику неуклонно накапливать массу без извержения, называется ''источник сверхмягкого рентгеновского излучения тесных двойных'' (''close-binary super soft X-ray source'' {{iw|CBSS<!-- Заголовок статьи подставлен автоматически! Пожалуйста, проверьте корректность и удалите сообщение! -->|CBSS|en|Super soft X-ray source}}). В этом сценарии скорость массопереноса на белый карлик в тесной двойной системе такова, что прибывающий водород постепенно сгорает в термоядерном синтезе, превращаясь в гелий. Эта категория источников супермягкого рентгеновского излучения состоят из белых карликов больших масс с очень высокой температурой поверхности ({{nobr|0,5—1 млн K}}<ref>{{cite conference
 | author =Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S.
 | editors =Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K.
 | title =On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf
 | book-title =The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings
 | pages =252
 | publisher =Astronomical Society of the Pacific
 | year =2002
 | location =San Francisco, California
 | url =http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ASPC..261..252L
 | accessdate =
 | archive-date =2017-11-03
 | archive-url =https://web.archive.org/web/20171103154058/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ASPC..261..252L
 | url-status =dead
 }}{{ref-en}}</ref>)<ref>{{cite conference
 |first       = Rosanne
 |last        = Di Stefano
 |editor      = J. Greiner
 |title       = Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae
 |book-title   = Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources
 |publisher   = Springer-Verlag
 |date        = February 28–March 1, 1996
 |location    = Garching, Germany
 |url         = http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199
 |format      = PDF
 |accessdate  = 
 |id          = ISBN 3-540-61390-0
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20071023075217/http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199
 |archivedate = 2007-10-23
}} {{Cite web |url=http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199 |title=Источник |access-date=2010-09-12 |archive-date=2007-10-23 |archive-url=https://web.archive.org/web/20071023075217/http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199 |url-status=dead }}{{ref-en}}</ref>.

[[Файл:IK_Pegasi_animated.gif|left|152px|thumb|Анимация эволюции двойной звезды IK Пегаса]]
Если во время массопереноса путём аккреции масса белого карлика достигнет [[Предел Чандрасекара|предела Чандрасекара]] в {{nobr|1,44 {{Мо}}}}, давление вырожденного электронного газа больше не будет поддерживать белый карлик, и он сколлапсирует. Если ядро в основном состоит из кислорода, неона и магния, то сколлапсировавший белый карлик способен образовывать нейтронную звезду. В этом случае только часть массы звезды будет выброшена в результате взрыва<ref>{{cite web
 |author      = Fryer, C. L.; New, K. C. B.
 |date        = 2006-01-24
 |url         = http://www.livingreviews.org/Articles/Volume6/2003-2new
 |title       = 2.1 Collapse scenario
 |website = Gravitational Waves from Gravitational Collapse
 |publisher   = Max-Planck-Gesellschaft
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXdZbm0?url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2003-2/
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>. Если же ядро будет углеродно-кислородным, то повышение давления и температуры начнёт [[Ядерное горение углерода|горение углерода]] в центре звезды ещё до достижения предела Чандрасекара. Драматическим результатом этого будет запуск термоядерной реакции синтеза, в которую в течение короткого времени вступит значительная часть вещества звезды. Этого будет достаточно, чтобы звезда в катастрофическом взрыве стала сверхновой типа Ia<ref>{{cite web
 |author      = Staff
 |date        = 2006-08-29
 |url         = https://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index8.html
 |title       = Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction
 |publisher   = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXeQJp8?url=https://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index8.html
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }}</ref>.

Такой взрыв сверхновой может нести угрозу для жизни на Земле. Считается, что основной компонент звезды, '''IK Peg A''', вряд ли превратится в красный гигант в ближайшем будущем. Как уже было показано ранее, пространственная скорость звезды по отношению к Солнцу равна 20,4 км/с. Это эквивалентно перемещению на расстояние в один световой год каждые {{nobr|{{formatnum:14700}} лет}}. Например, через {{nobr|5 млн лет}} звезда удалится от Солнца более чем на {{nobr|500 световых}} лет. Сверхновые типа Ia за пределами тысячи [[парсек]] ({{nobr|3300 световых}} лет), как полагают, не могут повлиять на жизнь на Земле.<ref>{{cite web
 |url         = http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt
 |url-status=dead
 |title       = Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth?
 |first       = Michael
 |last        = Richmond
 |date        = 2005-04-08
 |format      = TXT
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68oXf02Or?url=http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt
 |archivedate = 2012-06-30
  |lang = en }} Section 4.</ref>.

После взрыва сверхновой белый карлик может полностью разрушиться или потерять только часть массы, а в расширяющейся оболочке начнётся радиоактивный распад [[Никель|никеля]] в [[кобальт]] и далее в [[железо]], который даст энергию для свечения оболочки. Двойная система в результате взрыва, скорее всего, распадётся. Начиная с этого момента, '''IK Пегаса B''', если выживет, будет эволюционировать как одиночный белый карлик. Относительная пространственная скорость выброшенного из системы остатка звезды-донора '''IK Пегаса A''' может достичь величины {{nobr|100—200 км/с}}, что поставит его в ряд самых быстродвижущихся звёзд [[Млечный Путь|галактики]]. Дальнейшая эволюция '''IK Peg A''' будет почти такая же, как у компаньона: пройдя стадию красного гиганта, он сбросит внешнюю оболочку и станет быстродвижущимся белым карликом<ref>{{статья
|заглавие=Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs
|том=582
|номер=2
|страницы=915—918
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002astro.ph..6152H
|doi=10.1086/344782
|автор=Hansen, Brad M. S.
|год=2003
|язык=en
|издание=[[The Astrophysical Journal]]
|издательство=[[IOP Publishing]]
|archivedate=2017-11-20
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20171120174628/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002astro.ph..6152H
}}{{ref-en}}</ref><ref>{{статья
|заглавие=Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences
|том=128
|страницы=615—650
|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K
|doi=10.1086/313392
|язык=en
|тип=journal
|автор=Marietta, E.; Burrows, A.; Fryxell, B.
|год=2000
|издание=[[The Astrophysical Journal]]
|издательство=[[IOP Publishing]]
|archivedate=2008-03-03
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080303080455/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K
}}{{ref-en}}</ref>. Взрыв сверхновой также создаст расширяющуюся [[Остаток сверхновой|газопылевую оболочку]], которая, в конечном счёте, сольётся с окружающей [[Межзвёздная среда|межзвёздной средой]]<ref>{{cite web
 |author      = Staff
 |date        = 2006-09-07
 |url         = https://agile.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 |title       = Introduction to Supernova Remnants
 |publisher   = NASA/Goddard
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67ZZ6sXfi?url=https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 |archivedate = 2012-05-11
  |lang = en }}</ref>.

== Примечания ==
'''Комментарии'''
{{примечания|group="nb"|refs=
<ref name="a">Абсолютная звёздная величина {{math|''M<sub>v</sub>'' {{=}} ''V'' + 5 (lg π + 1) {{=}} 2,762,}} где {{math|''V''}} — видимая звёздная величина и {{math|''π''}} — параллакс. См.: {{книга |год=1994 |заглавие=The Stars: Their Structure and Evolution |ссылка=https://archive.org/details/starstheirstruct00tayl_311 |издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]] |страницы=[https://archive.org/details/starstheirstruct00tayl_311/page/n24 16] |isbn=0521458854 |автор=Tayler, Roger John. }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="b">Вычисляется из {{math|(''L''/''L''<sub>☉</sub>) {{=}} (''R''/''R''<sub>☉</sub>)<sup>2</sup>(''T''<sub>eff</sub>/''T''<sub>☉</sub>)<sup>4</sup>}}, где {{math|''L''}} — светимость, {{math|''R''}} — радиус и {{math|''T''<sub>eff</sub>}} — эффективная температура звезды, индекс ☉ относится к соответствующим параметрам Солнца. См.: {{cite web | last=Krimm | first=Hans | date=1997-08-19 | url=http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html|url-status=dead| title=Luminosity, Radius and Temperature | publisher=Hampden-Sydney College | accessdate= | archiveurl=https://web.archive.org/web/20030508233052/http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html | archivedate=2003-05-08  |lang = en }}</ref>
<ref name="c">Полное собственное движение дается как:
: <math>\begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 77,63\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;тысячных угловой секунды/год, где <math>\mu_\alpha</math> и <math>\mu_\delta</math> — компоненты собственного движения по прямому восхождению и склонению, соответственно. В результате поперечная скорость:
: <math>\begin{smallmatrix} V_t = \mu \cdot 4,74 d\, = 16,9\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;км,
где {{math|''d''}} — расстояние в парсеках. См.: {{cite web | last=Majewski | first=Steven R. | year=2006 | url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | title=Stellar Motions | publisher=University of Virginia | accessdate= | url-status=dead | archiveurl=https://www.webcitation.org/64wt1u3UR?url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | archivedate=2012-01-25  |lang = en }}</ref>
<ref name="d">Из [[Теорема Пифагора|теоремы Пифагора]], полная скорость будет:
: <math>\begin{smallmatrix} V = \sqrt{{V_r}^2 + {V_t}^2} = \sqrt{11,4^2 + 16,9^2} = 20,4\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;км/с,
где {{math|''V<sub>r</sub>''}} и {{math|''V<sub>t</sub>''}} — радиальная и поперечная скорость, соответственно.
</ref>
<ref name="e">Массы белых карликов концентрируются вокруг среднего значения массы в 0,58 массы Солнца, и только 2 % всех белых карликов имеют массу, равную массе Солнца или превышающую её. См.:<br>{{статья|заглавие=Sirius B: A New, More Accurate View|том=497|номер=2|страницы=935—942|ссылка=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/497/2/935/36707.html|doi=10.1086/305489|автор=Holberg, J. B.; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F. C.; Cruise, A. M.; Penny, A. J.|год=1998|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]}}{{ref-en}}</ref>
<ref name="f">{{math|''R''<sub>*</sub> {{=}} 0,006 ''R''<sub>☉</sub>}} = 0,006·7{{e|8}} м = 4200 км.
</ref>
<ref name="g">Сила тяжести на поверхности Земли 9,780 м/с<sup>2</sup>, или 978,0 см/с<sup>2</sup> в единицах СГС. Отсюда:
: <math>\begin{smallmatrix} \operatorname{lg} g=\operatorname{lg}\,978,0=2,99 \end{smallmatrix}</math>
Логарифм соотношения сил тяжести {{nobr|8,95 − 2,99 {{=}} 5,96.}} Отсюда отношение сил тяжести равно {{nobr|10<sup>5,96</sup> ≈ {{formatnum:912000}}.}}
</ref>
<ref name="h">Из [[Абсолютно чёрное тело#Закон смещения Вина|закона смещения Вина]], энергия излучения [[Абсолютно чёрное тело|абсолютно чёрного тела]] максимальна при данной температуре на [[длина волны|длине волны]] {{nobr|{{math|λ<sub>''b''</sub>}} {{=}} (2,898{{e|6}} нм·К)/({{formatnum:35500}} К) ≈ 82 нм}}, которая лежит в дальней ультрафиолетовой части [[Электромагнитный спектр|электромагнитного спектра]].
</ref>
}}

'''Источники'''
{{примечания|2}}

== Ссылки ==
{{Навигация
|Портал = Астрономия
}}
* {{cite web
 |last        = Davies
 |first       = Ben
 |year        = 2006
 |url         = http://ben.davies.net/supernovae2.htm
 |title       = Supernova events
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67wi0S8Eg?url=http://ben.davies.net/supernovae2.htm
 |archivedate = 2012-05-26
  |lang = en }}
* {{cite web|last=Tzekova|first=Svetlana Yordanova|date=2004|url=https://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-310/#2.%20The%20main%20star%20-%20IK%20Peg%20A|title=IK Pegasi (HR 8210)|publisher=ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere)|accessdate=|archiveurl=https://www.webcitation.org/67wi0wRQg?url=https://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-310/#2.%20The%20main%20star%20-%20IK%20Peg%20A|archivedate=2012-05-26 |lang = en }}

{{Звёзды созвездия Пегаса}}

[[Категория:Спектрально-двойные звёзды]]
[[Категория:Сверхновые]]