Преглед на кодот на IK Пегаз

{{превод}}
{{Starbox begin}}
{{Starbox image|image=[[File:Location of IK Pegasi.png|236px]]|caption=Местоположба на IK Пегаз.}}
{{Starbox observe|epoch=J2000|ra={{RA|21|26|26.66066}}<ref name=GaiaDR2/>|dec={{DEC| +19|22|32.3169}}<ref name=GaiaDR2/>|appmag_v=6.08<ref name=Anderson2012/>|constell=[[Пегаз (соѕвездие)|Пегаз]]}}
{{Starbox character|component1=A|class=A8m:<ref name="apj221" /> or kA6hA9mF0<ref name=Skiff2014/>|b-v={{Val|0.235|0.009}}<ref name=Anderson2012/>|u-b=0.03<ref name="simbad" />|variable=[[Променлива ѕвезда од типот на Делта Штит|Делта Штит]]<ref name="apj221" />|component2=B|class2=DA<ref name="mnras270" />}}
{{Starbox astrometry|radial_v={{Val|−9.7|0.2}}<ref name=Anderson2012/>|prop_mo_ra=+80.964<ref name=GaiaDR2/>|prop_mo_dec=+16.205<ref name=GaiaDR2/>|parallax=21.1287|p_error=0.1410|parallax_footnote=<ref name=GaiaDR2/>|absmag_v=2.75<ref name=Anderson2012/>}}
{{Starbox detail|component1=A|mass=1.65<ref name="mnras267" />|radius={{Val|1.47|0.07|0.09}}<ref name=GaiaDR2/>|luminosity={{Val|6.568|0.051}}<ref name=GaiaDR2/>|temperature={{Val|7624|237|181|fmt=commas}}<ref name=GaiaDR2/>|metal=117<ref name="mnras267" /><ref name="nras278" />|rotational_velocity=<&nbsp;32.5<ref name="nras278" />|gravity=4.25<ref name="mnras267" />|age_myr=50–600<ref name="mnras267" />|component2=B|mass2=1.15<ref name="pasp105" />|radius2=0.006<ref name="mnras270" />|gravity2=8.95<ref name="mnras270" />|luminosity2=0.12<ref name="b" group="nb"/>|temperature2=35,500<ref name="pasp105" />}}
{{Starbox catalog|component1=AB|names1={{odlist|V=IK Peg|HR=8210|BD=+18° 4794|HD=204188|SAO=107138|HIP=105860}}.<ref name="simbad" />|component2=B|names2=WD&nbsp;2124+191, EUVE&nbsp;J2126+193.<ref name="apj502"/><ref name=apj497_2_77>{{citation | last=Vallerga | first=John | title=The Stellar Extreme-Ultraviolet Radiation Field | journal=Astrophysical Journal | date=1998 | volume=497 | issue=2 | pages=77–115 | bibcode=1998ApJ...497..921V | doi=10.1086/305496 | doi-access=free }}</ref>
}}
{{Starbox reference|Simbad=IK+Peg}}
{{Starbox end}}

'''IK Пегаз''' (или '''HR 8210''') — [[Двојна ѕвезда|двоен ѕвезден систем]] во соѕвездието [[Пегаз (соѕвездие)|Пегаз]]. Тој е доволно прозрачен за да се види со голо око, на растојание од околу 154 светлосни години од Сончевиот систем.

Примарната (IK Пегаз A) е ѕвезда од главната низа од типот А која прикажува мали пулсирања во [[сјајност]]а. Таа е категоризирана како [[Променлива ѕвезда од типот на Делта Штит|променлива ѕвезда од типот Делта Скути]] и има периодичен циклус на варијација на сјајноста што се повторува околу 22,9 пати на ден.<ref name="mnras267"/> Нејзиниот придружник (IK Пегаз В) е масивно [[бело џуџе]] - ѕвезда која еволуирала покрај главната низа и повеќе не генерира енергија преку [[јадрено соединување]]. Тие орбитираат едни со други на секои 21,7 дена со просечна разделба од околу 31&nbsp;милиони километри, или 19&nbsp;милиони милји, или 0,21&nbsp;[[Астрономска единица|астрономски единици]] (АЕ). Ова е помало од орбитата на [[Меркур (планета)|Меркур]] околу [[Сонце]]то.

IK Пегаз В е најблискиот познат кандидат за предок на [[супернова]]. Кога основното почнува да еволуира во [[црвен џин]], се очекува да порасне до полупречник каде белото џуџе може да ја [[Насобирање (астрофизика)|акредитира]] материја од проширената гасовита обвивка. Кога белото џуџе се приближува до [[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]] од 1,4&nbsp;[[Сончева маса|Сончеви маси]] ({{Solar mass|link=y}}),<ref>{{Наведено списание|last=Mazzali|first=P. A.|last2=Röpke|first2=F. K.|last3=Benetti|first3=S.|last4=Hillebrandt|first4=W.|year=2007|title=A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae|journal=Science|type=PDF|volume=315|issue=5813|pages=825–828|arxiv=astro-ph/0702351v1|bibcode=2007Sci...315..825M|doi=10.1126/science.1136259|pmid=17289993}}</ref> може да експлодира како супернова од типот Ia.<ref name="mnras262"/>

== Набљудување ==
Овој ѕвезден систем бил каталогизиран во ''[[Бонски преглед|Бонскиот преглед]]'' („Бонско астрометриско истражување“) од 1862 година како BD&nbsp;+18°4794B. Подоцна се појавил во ''[[Каталог на сјајни ѕвезди|Ревидираниот каталог за фотометрија]]'' на Харвард од 1908 година на Пикеринг како HR 8210.<ref name=Pickering1908/> Ознаката „IK Пегаз“ ја следи проширената форма на [[Означување на променливи ѕвезди|номенклатурата за променливи ѕвезди]] воведена од Фридрих В. Аргеландер.<ref name=rabinowitz_vogel2009/>

Испитувањето на спектрографските карактеристики на оваа ѕвезда го покажало карактеристичното поместување на [[Спектрална линија|линијата на апсорпција]] на двоен ѕвезден систем. Ова поместување се создава кога нивната орбита ги носи ѕвездите-членки, а потоа подалеку од набљудувачот, предизвикувајќи [[Доплеров ефект|доплерско поместување]] во брановата должина на линиските карактеристики. Мерењето на ова поместување им овозможува на астрономите да ја одредат релативната орбитална брзина на барем една од ѕвездите, иако тие не се во можност да ги разрешат поединечните компоненти.<ref name=sb/>

Во 1927 година, канадскиот астроном Вилијам Е. Харпер ја користел оваа техника за да го измери периодот на оваа еднолиниска спектроскопска бинарност и утврдил дека е 21,724&nbsp;денови. Тој, исто така, првично ја проценил [[Орбитално занесување|орбиталната ексцентричност]] како 0,027. (Подоцнежните проценки дале ексцентричност од суштински нула, што е вредност за кружна орбита.<ref name="mnras262" />)  Амплитудата на брзината била измерена како 41,5&nbsp;km/s, што е максималната брзина на примарната компонента по линијата на видот до [[Сончев Систем|Сончевиот систем]].<ref name=pdao4_161/>

Растојанието до системот IK Пегаз може да се мери директно со набљудување на ситните [[Паралакса|паралаксни]] поместувања на овој систем (наспроти подалечната ѕвездена позадина) додека [[Земја (планета)|Земјата]] орбитира околу Сонцето. Ова поместување било измерено со висока прецизност со вселенското летало [[Хипаркос]], давајќи проценка на растојание од 150&nbsp;[[Светлосна година|светлосни години]]<ref name=aaa323_L49/> (со точност од ± 5&nbsp;светлосни години). Истото вселенско летало го мери и [[Сопствено движење|правилното движење]] на овој систем. Ова е малото аголно движење на IK Пегаз низ небото поради нејзиното движење низ просторот.

Комбинацијата на растојанието и правилното движење на овој систем може да се искористи за да се пресмета попречната брзина на IK Пегаз како 16,9&nbsp;km/s.<ref name="c" group="nb"/> Третата компонента, хелиоцентричната [[радијална брзина]], може да се мери со просечното [[Црвено поместување|црвено-поместување]] (или сино-поместување) на ѕвездениот спектар. ''Општиот каталог на ѕвездени радијални брзини'' наведува радијална брзина од -11,4 км/сек.<ref name=wilson1953/> за овој систем. Комбинацијата на овие две движења дава [[Ѕвездена кинематика|просторна брзина]] од 20,4 км/сек. во однос на Сонцето.<ref name=Anderson2012/>

Бил направен обид да се фотографираат поединечните компоненти на оваа бинарност со помош на [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп Хабл]], но било безуспешно.<ref name=p12ewwd/> Неодамнешните мерења со [[Вселенска опсерваторија|вселенскиот телескоп]] Extreme Ultraviolet Explorer дале попрецизен орбитален период од {{Безпрелом|21.72168 ± 0.00009 денови}}.<ref name="apj502"/> Се верува дека [[Наклон (орбита)|наклонот]] на [[Орбитална рамнина|орбиталната рамнина]] на овој систем е речиси раб (90°) како што се гледа од Земјата. Доколку е така, можно е да се набљудува затемнување.<ref name="pasp105" />

== IK Пегаз А ==
[[Податотека:IKPegLightCurve.png|лево|мини| [[Светлинска крива|Светлосна крива]] за IK Пегаз, нацртана од податоците ''на TESS''<ref name=MAST/>]]
[[Херцшпрунг-Раселов дијаграм|Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм]] (ХР-дијаграм) е график на [[сјајност]] наспроти [[Боен показател|боениот показател]] за збир на ѕвезди. IK Пегаз A моментално е ѕвезда од [[Главна низа|главната низа]] - термин што се користи за опишување на речиси линеарно групирање на јадрото на ѕвезди кои спојуваат водород врз основа на нивната позиција на ХР-дијаграмот. Сепак, IK Пегаз A лежи во тесен, речиси вертикален појас на ХР-дијаграмот што е познат како [[Појас на нестабилност|појас за нестабилност]]. Ѕвездите во овој појас осцилираат на кохерентен начин, што резултира со периодични пулсирања во сјајноста на ѕвездата.<ref name="araa33"/>

Пулсирањата се резултат на процес наречен κ-механизам. Дел од надворешната [[атмосфера]] на ѕвездата станува оптички густ поради делумна [[јонизација]] на одредени елементи. Кога овие атоми ќе изгубат [[електрон]], веројатноста тие да апсорбираат енергија се зголемува. Ова резултира со зголемување на температурата што предизвикува ширење на атмосферата. Надуената атмосфера станува помалку јонизирана и губи енергија, предизвикувајќи таа да се олади и повторно да се собира. Резултатот од овој циклус е периодично пулсирање на атмосферата и соодветна варијација на сјајноста.<ref name="araa33" /> 
[[Податотека:Size_IK_Peg.png|десно|мини|320x320пкс| Релативните димензии на IK Пегаз А (лево), В (центар) и Сонцето (десно).<ref>For an explanation of the star colors, see: {{Наведена мрежна страница|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|title=The Colour of Stars|date=December 21, 2004|publisher=Australia Telescope Outreach and Education|archive-url=https://web.archive.org/web/20120318151427/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|archive-date=March 18, 2012|accessdate=2007-09-26}}</ref>]]
Ѕвездите во делот од појасот за нестабилност што ја преминува главната низа се нарекуваат [[Променлива ѕвезда од типот на Делта Штит|променливи ѕвезди од типот Делта Штит]]. Овие се именувани по прототипната ѕвезда за таквите променливи: Делта Штит. Променливите Делта Штит обично се движат од [[Ѕвездена класификација|спектрална класа]] A2 до F8 и класа на ѕвездена сјајност од III ([[Џиновска ѕвезда|џинови]]) до V (ѕвезди од [[Главна низа|главната низа]]). Тие се променливи со краток период кои имаат редовна стапка на пулсирање помеѓу 0,025 и 0,25&nbsp;денови.<ref name=templeton2004/> Ѕвездите имаат изобилство на елементи слични на Сонцето (види [[Ѕвездено население|Население I]]) и помеѓу 1,5 и {{Сончева маса|2.5|link=y}}. Стапката на пулсирање на IK Пегаз A е измерена на 22,9 циклуси на ден, или еднаш на секои 0,044 дена.<ref name="mnras267" />

Астрономите ја дефинираат [[металичност]]а на ѕвездата како изобилство на [[хемиски елемент]]и кои имаат поголем [[атомски број]] од хелиумот. Ова се мери со [[Спектроскопија|спектроскопска]] анализа на атмосферата, проследена со споредба со резултатите што се очекуваат од пресметаните ѕвездени модели. Во случајот на IK Пегаз A, проценетото изобилство на металичност е [M/H]&nbsp;=&nbsp;+0,07&nbsp;±&nbsp;0,20. Оваа нотација го дава [[логаритам]]от на односот на металните елементи (M) со водородот (H), минус логаритамот на односот на металот на Сонцето. (Така, доколку ѕвездата се совпаѓа со металното изобилство на Сонцето, оваа вредност ќе биде нула.) Логаритамската вредност од 0,07 е еквивалентна на реалниот однос на металичноста од 1,17, така што ѕвездата е околу 17% побогата со метални елементи од Сонцето.<ref name="mnras267" /> Сепак, маргината на грешка за овој резултат е релативно голема.

Спектарот на ѕвездите од А-класа како IK Пегаз А покажува силни балмерови линии на водород заедно со линии на апсорпција на јонизирани метали, вклучувајќи ја и К-линијата на јонизиран [[калциум]] (Ca&nbsp;II) на бранова должина од 393.3&nbsp;[[Нанометар|nm]].<ref name=saha2007/> Спектарот на IK Пегаз A е класифицирана како маргинална Ам-ѕвезда, што значи дека ги прикажува карактеристиките на спектралната класа А, но е маргинално метално обложен. Односно, атмосферата на оваа ѕвезда покажува малку (но аномално) поголема јачина од нормалната линија на апсорпција за металните изотопи.<ref name="apj221"/> Ѕвездите од спектрален тип Ам често се членови на блиски бинарни броеви со придружник со приближно иста маса, како што е случајот со IK Пегаз.<ref name=baas26_868/>

Спектралните ѕвезди од класа А се потопли и помасивни од Сонцето. Но, како последица на тоа, нивниот животен век на главната низа е соодветно пократок. За ѕвезда со маса слична на IK Пегаз A (1,65 {{Сончева маса}}), очекуваниот животен век на главната низа е 2–3 {{Безпрелом|× 10<sup>9</sup> години}}, што е околу половина од сегашната возраст на Сонцето.<ref name=gsu2005/>

Во однос на масата, релативно младата ѕвезда [[Алтаир]] е најблиската ѕвезда до Сонцето што е ѕвезден аналог на компонентата А - има околу 1,7 {{Сончева маса}}. Бинарниот систем како целина има некои сличности со блискиот систем [[Сириус]], кој има примарна класа-А и бело џуџе придружник. Сепак, Сириус А е помасивна од IK Пегаз А и орбитата на нејзиниот придружник е многу поголема, со полуглавна оска од 20 АЕ.

== IK Пегаз В ==
Придружната ѕвезда е густа [[Бело џуџе|бела џуџеста]] ѕвезда. Оваа категорија на ѕвездени објекти го достигнала крајот на својот развоен животен век и повеќе не генерира енергија преку [[јадрено соединување]]. Наместо тоа, во нормални околности, белото џуџе постојано ќе ја зрачи својата вишок енергија, главно складирана топлина, растејќи се поладно и потемнето во текот на многу милијарди години..<ref name=chandra1/>

=== Развој ===
Скоро сите ѕвезди со мала и средна маса (под околу 8-9 {{Сончева маса}}) ќе завршат како бели џуџиња откако ќе го исцрпат снабдувањето со [[Јадрено соединување|термојадрено]] гориво..<ref name=apj591_1_288/> Таквите ѕвезди го поминуваат поголемиот дел од својот животен век за производство на енергија како ѕвезда од [[Главна низа|главната низа]]. Времето што ѕвездата го поминува на главната низа зависи првенствено од нејзината маса, при што животниот век се намалува со зголемување на масата.<ref name=seligman2007/>  Така, за IK Пегаз В да стане бело џуџе пред компонентата А, некогаш мора да била помасивна од компонентата А. Всушност, се смета дека предокот на IK Пегаз В имал маса помеѓу 5 и {{Сончева маса|8}}.<ref name="mnras262" />

Како што се трошело водородното гориво во јадрото на предокот на IK Пегаз В, таа серазвила во [[црвен џин]]. Внатрешното јадро се собирало додека не започнало согорувањето на водородот во обвивката која го опкружува јадрото на хелиумот. За да се компензира зголемувањето на температурата, надворешната обвивка се проширила на многукратно од полупречникот што го поседувала како ѕвезда од главната низа. Кога јадрото достигнало температура и густина каде што хелиумот би можел да почне да се подложува на соединување, оваа ѕвезда станала она што се нарекува [[хоризонтална гранка]]. Односно, припаѓала на група ѕвезди кои паѓаат на приближно хоризонтална линија на ХР-дијаграмот. Спојувањето на хелиумот формирало инертно јадро од јаглерод и кислород. Кога хелиумот бил исцрпен во јадрото, се формирала лушпа што гори со хелиум покрај онаа што гори водород и ѕвездата се преселила во она што астрономите го нарекуваат [[Асимптотска гранка на џинови|асимптотична џиновска гранка]]. (Ова е патека што води до горниот десен агол на ХР-дијаграмот.) Доколку ѕвездата имала доволна маса, со текот на времето би можело да започне соединувањето на јаглеродот во јадрото, создавајќи [[кислород]], [[неон]] и [[магнезиум]].<ref name="evolution"/><ref name=richmond20061005/><ref name=darling/>

Надворешната обвивка на црвен џин или ѕвезда [[Асимптотска гранка на џинови|асимптотична џиновска гранка]] (АГЏ) може да се прошири до неколку стотици пати од полупречникот на Сонцето, зафаќајќи полупречник од околу {{Безпрелом|5 × 10<sup>8</sup> km}} (3 АЕ) во случајот со пулсирачката АГЏ ѕвезда [[Мира (ѕвезда)|Мира]].<ref name=hubble19970806/> Ова е далеку од денешното просечно раздвојување помеѓу двете ѕвезди во IK Пегаз, така што во овој временски период двете ѕвезди делеле заедничка обвивка. Како резултат на тоа, надворешната атмосфера на IK Пегаз А можеби добила изотопско подобрување.<ref name="pasp105"/>
[[Податотека:NGC7293_(2004).jpg|десно|мини| [[Завојница (маглина)|Маглината Завојница]] ја создава ѕвездата која еволуира во бело џуџе. Слика на ''[[НАСА]] и [[Европска вселенска агенција|ЕВА]].'']]
Некое време откако се формирало инертното јадро кислород-јаглерод (или кислород-магнезиум-неон), термојадреното соединување започнало да се јавува по две обвивки концентрични со регионот на јадрото; водородот бил согорен по најоддалечената обвивка, додека хелиумското соединување се одвивало околу инертното јадро. Сепак, оваа фаза со двојна обвивка е нестабилна, па произведува топлински импулси кои предизвикуваат големи масовни исфрлања од надворешната обвивка на ѕвездата. Овој исфрлен материјал формирал огромен облак од материјал наречен [[планетарна маглина]].<ref name=science289_5476_88/> Сите, освен мал дел од обвивката на водородот, биле избркани од ѕвездата, оставајќи зад себе остаток од бело џуџе составено првенствено од инертното јадро.<ref name="apjs76"/>

=== Состав и структура ===
Внатрешноста на IK Пегаз В може да биде целосно составена од јаглерод и кислород; алтернативно, доколку нејзиниот предок бил подложен на согорување на јаглерод, тој може да има јадро од кислород и неон, опкружено со јаглерод и кислород.<ref name=aaa375_1_87/><ref name=rmp74_4_1015/> Во секој случај, надворешноста на IK Пегаз В е покриена со атмосфера од речиси чист водород, што и дава на оваа ѕвезда нејзината [[ѕвездена класификација]]. Поради поголемата [[атомска маса]], секој хелиум во обвивката ќе потоне под водородниот слој.<ref name="mnras270"/> Целата маса на ѕвездата е поддржана од притисокот на дегенерација на електрони — [[Квантна механика|квантен механички]] ефект што ја ограничува количината на материја што може да се притисне во даден волумен.

[[Податотека:ChandrasekharLimitGraph.svg|лево|мини|280x280пкс| Овој графикон го прикажува теоретскиот полупречник на бело џуџе, со оглед на неговата маса. Зелената крива е за [[Специјална теорија за релативноста|релативистички]] модел на електронски гас.]]

Со проценети 1,15 M☉, IK Пегаз B се смета за бело џуџе со висока маса.<ref name="e" group="nb"/> Иако неговиот полупречник не е директно набљудуван, може да се процени од познати теоретски врски помеѓу масата и полупречникот на белите џуџиња,<ref name=sb_se/> давајќи вредност од околу 0,60% од радиусот на Сонцето<ref name="mnras270" /> . (Различен извор дава вредност од 0,72%, така што останува одредена несигурност во овој резултат.<ref name="mnras267" />) Така оваа ѕвезда собира маса поголема од Сонцето во волумен приближно колку Земјата, давајќи индикација за овој објект екстремна густина.<ref name="f" group="nb"/>

Масивната, компактна природа на бело џуџе создава силна [[површинска гравитација]]. Астрономите ја означуваат оваа вредност со децимален [[логаритам]] на [[Гравитација|гравитационата сила]] во cgs единици, или log ''g''<ref name="mnras270" />. За IK Пегаз В, дневникот ''g'' е 8,95. За споредба, log ''g'' за Земјата е 2,99. Така, површинската гравитација на IK Пегаз е над 900.000 пати поголема од гравитационата сила на Земјата.<ref name="g" group="nb"/>

Делотворната површинска температура на IK Пегаз В се проценува на околу {{Безпрелом|35,500 ± 1,500 K}},<ref name="pasp105" /> што ја прави силен извор на [[Ултравиолетово зрачење|ултравиолетово]] зрачење.<ref name="mnras270" /><ref name="h" group="nb"/> Во нормални услови ова бело џуџе би продолжило да се лади повеќе од милијарда години, додека нејзиниот полупречник би останал суштински непроменет.<ref name=imamura19950224/>

== Иден развој ==
Во еден труд од 1993 година, Дејвид Вонакот, Бери Џ. Келет и Дејвид Џ. Стикланд го идентификувале овој систем како кандидат да се развие во супернова од типот Ia или [[Катаклизмична променлива ѕвезда|катаклизмична променлива]].<ref name="mnras262" /> На растојание од 150&nbsp;светлосни години, ова го прави најблискиот познат кандидат за предок на супернова до [[Земја (планета)|Земјата]]. Меѓутоа, во времето што ќе биде потребно за системот да се развие до состојба во која би можела да се појави супернова, тој ќе се оддалечил на значително растојание од Земјата, но сепак може да претставува закана.

Во одреден момент во иднината, IK Пегаз A ќе го троши водородното гориво во своето јадро и ќе почне да се развива далеку од главната низа за да формира црвен џин. Обвивката на црвениот џин може да порасне до значителни димензии, проширувајќи се до сто пати од претходниот полупречник (или поголем). Штом IK Пегаз A ќе се прошири до точка каде што нејзината надворешна обвивка го прелева Рошевата шуплина на неговиот придружник, околу белото џуџе ќе се формира гасовит [[насобирачки диск]]. Овој гас, составен првенствено од водород и хелиум, потоа ќе се натрупа на површината на придружникот. Овој пренос на маса меѓу ѕвездите исто така ќе предизвика нивната меѓусебна орбита да се намали.<ref name=lrr2006/>

На површината на белото џуџе, насобраниот гас ќе стане компримиран и загреан. Во одреден момент, акумулираниот гас може да ги достигне условите неопходни за да се случи соединување на водород, предизвикувајќи реакција која ќе исфрли дел од гасот од површината. Ова би резултирало со (повторувачка) [[нова]] експлозија - катаклизмична променлива ѕвезда - и сјајноста на белото џуџе брзо би се зголемила за неколку [[Привидна ѕвездена величина|величини]] во период од неколку дена или месеци.<ref name=aavso200105/> Пример за таков ѕвезден систем е RS Змијоносец, двоен систем кој се состои од црвен џин и бело џуџе придружник. RS Змијоносец се разгоре во (повторувачка) нова во најмалку шест наврати, секој пат кога ја зголемува критичната маса на водород потребна за да се произведе неизбежна експлозија.<ref name="vsom0501"/><ref name=hendrix20070720/>

Можно е и IK Пегаз В да следи сличен модел.<ref name="vsom0501" /> Меѓутоа, за да се акумулира маса, може да се исфрли само дел од насобраниот гас, така што со секој циклус белото џуџе постојано ќе се зголемува во масата. Така, дури и доколку се однесува како повторлива нова, IK Пегаз В може да продолжи да акумулира сè поголем плик.<ref name=aaa362_1046/>

Алтернативен модел кој му дозволува на белото џуџе постојано да акумулира маса без да еруптира како нова се нарекува близок-двоен рендгенски извор (CBSS). Во ова сценарио, брзината на пренос на масата до блиското бинарно бело џуџе е таква што може да се одржи стабилно изгореници од соединување на површината додека пристигнувачкиот водород се троши во термојадрено соединување за да се произведе хелиум. Оваа категорија на супермеки извори се состои од бели џуџиња со висока маса со многу високи температури на површината ({{Безпрелом|0.5 × 10<sup>6</sup>}} до {{Безпрелом|1 × 10<sup>6</sup> K}}).<ref name=di_stefano_greiner1996/>

Доколку масата на белото џуџе се приближи до [[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]]<nowiki/>од 1,4 {{Сончева маса|}} повеќе нема да биде поддржана од притисокот на дегенерација на електрони и ќе претрпи колапс. За јадрото првенствено составено од кислород, неон и магнезиум, белото џуџе што се распаѓа најверојатно ќе формира [[неутронска ѕвезда]]. Во овој случај, единствено дел од масата на ѕвездата ќе биде исфрлена како резултат..<ref name=lr20060124/> Доколку јадрото наместо тоа е направено од јаглерод-кислород, сепак, зголемувањето на притисокот и температурата ќе започне соединување на јаглерод во средината пред да се достигне [[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]]. Драматичниот резултат е неизбежна реакција на јадрено соединување која троши значителен дел од ѕвездата за кратко време. Ова ќе биде доволно за да се одврзе ѕвездата при катаклизмична експлозија на супернова од типот Ia.<ref name=chandra2/><ref name=asp2002/>).<ref name=di_stefano_greiner1996/>

Ваков настан на супернова може да претставува одредена закана за животот на Земјата. Се смета дека белото џуџе, IK Пегаз В, најверојатно нема да детонира како супернова 1,9 милијарди години. Како што било прикажано претходно, вселенската брзина на оваа ѕвезда во однос на Сонцето е 20.4 км/сек. Ова е еквивалентно на движење на растојание од една светлосна година на секои 14.700&nbsp;години. После 5&nbsp;милиони години, на пример, оваа ѕвезда ќе биде одвоена од Сонцето за повеќе од 500&nbsp;светлосни години. А тип&nbsp;Ia супернова во рамките на илјада парсеци (3.300&nbsp;светлосни години) се смета дека може да влијае на Земјата,<ref name=richmond20050408/> но мора да биде поблиску од околу 10 парсеци (околу триесет светлосни години) за да предизвика голема штета на копнената биосфера.

По експлозијата на супернова, остатокот од ѕвездата донатор (IK Пегаз А) ќе продолжи со конечната брзина што ја поседувала кога била член на двојниот систем кој орбитира блиску.<ref name=beech2011/> Добиената релативна брзина може да биде висока од 100-200 километри во секунда, што би ја сместило меѓу [[Ѕвездена кинематика|членовите со голема брзина]] на [[Млечен Пат|галаксијата]]. Придружникот, исто така, ќе изгуби одредена маса за време на експлозијата, а нејзиното присуство може да создаде празнина во распространетите остатоци.<ref name=apj582_2_915/><ref name=apjss128_2_615/>  Од тој момент наваму таа ќе се развие во една бела џуџеста ѕвезда. Експлозијата на супернова ќе создаде [[Остаток од супернова|остаток]] од материјал што се шири што на крајот ќе се спои со околниот меѓуѕвезден медиум.<ref name=beech2011/><ref name=nasa20060907/>

==Белешки==
{{Reflist|group="nb"|refs=

<ref name="b">Based upon:
:<math>\begin{smallmatrix} \frac{L}{L_{sun}} = \left ( \frac{R}{R_{sun}} \right )^2 \left ( \frac{T_{eff}}{T_{sun}} \right )^4 \end{smallmatrix}</math>
where ''L'' is luminosity, ''R'' is radius and ''T<sub>eff</sub>'' is the effective temperature. See:<br />{{cite web | last=Krimm | first=Hans | date=August 19, 1997 | url=http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html | title=Luminosity, Radius and Temperature | publisher=Hampden-Sydney College | access-date=2007-05-16 | url-status=dead | archive-url=https://web.archive.org/web/20030508233052/http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html | archive-date=May 8, 2003 }}
</ref>

<ref name="c">The net proper motion is given by:
:<math>\begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 77.63\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;mas/y.
where <math>\mu_\alpha</math> and <math>\mu_\delta</math> are the components of proper motion in the RA and Dec., respectively. The resulting transverse velocity is:
:''V<sub>t</sub>'' = μ • 4.74 ''d'' (pc) = 16.9&nbsp;km.
where ''d''(pc) is the distance in parsecs. See:<br />{{cite web | last=Majewski | first=Steven R. | date=2006 | url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | title=Stellar Motions | publisher=University of Virginia | access-date=2007-05-14 | url-status=dead | archive-url=https://archive.today/20120125061201/http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | archive-date=2012-01-25 }}
</ref>

<ref name="e">The white-dwarf population is narrowly distributed around the mean mass of {{Solar mass|0.58}}, and only 2%. See:<br />{{cite journal | author=Holberg, J. B. | display-authors=4 | author2=Barstow, M. A. | author3=Bruhweiler, F. C. | author4=Cruise, A. M. | author5=Penny, A. J. | title=Sirius B: A New, More Accurate View | journal=The Astrophysical Journal | date=1998 | volume=497 | issue=2 | pages=935–942 | doi=10.1086/305489 | bibcode=1998ApJ...497..935H| doi-access=free }} of all white dwarfs have at least one solar mass.
</ref>

<ref name="f">R<sub>*</sub> = 0.006 • (6.96 × 10<sup>8</sup>) ≈ 4,200&nbsp;km.</ref>

<ref name="g">The surface gravity of the Earth is 9.780 m/s<sup>2</sup>, or 978.0 cm/s<sup>2</sup> in cgs units. Thus:
:<math>\begin{smallmatrix} \log\ \operatorname{g}=\log\ 978.0=2.99 \end{smallmatrix}</math>
The log of the gravitational force ratios is 8.95 - 2.99 = 5.96. So:
:<math>\begin{smallmatrix} 10^{5.96} \approx 912,000 \end{smallmatrix}</math>
</ref>

<ref name="h">From [[Wien's displacement law]], the peak emission of a [[black body]] at this temperature would be at a [[wavelength]] of:
:<math>\begin{smallmatrix} \lambda_b = (2.898 \times 10^6 \operatorname{nm\ K})/(35,500\ \operatorname{K}) \approx 82\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;nm
which lies in the far ultraviolet part of the [[electromagnetic spectrum]].
</ref>

}}

==Наводи==
{{Reflist|refs=

<ref name=MAST>{{cite web |title=MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes |url=https://mast.stsci.edu/portal/Mashup/Clients/Mast/Portal.html |publisher=Space Telescope Science Institute |access-date=30 November 2022}}</ref>

<ref name=GaiaDR2>{{Cite Gaia DR2|1787127787263968640}}</ref>

<ref name="simbad">{{cite simbad | title=HD 12139 | access-date=2019-11-13}} — ''Note:'' some results were queried via the "Display all measurements" function on the web page.</ref>

<ref name=Anderson2012>{{citation
 | title=XHIP: An extended hipparcos compilation
 | last1=Anderson | first1=E. | last2=Francis | first2=Ch.
 | journal=Astronomy Letters | volume=38
 | issue=5 | pages=331 | year=2012
 | bibcode=2012AstL...38..331A | arxiv=1108.4971
 | doi=10.1134/S1063773712050015 | s2cid=119257644 | postscript=. }}</ref>

<ref name=Skiff2014>{{citation
 | title=Catalogue of Stellar Spectral Classifications
 | last=Skiff | first=B. A.
 | series=VizieR On-line Data Catalog: B/mk
 | journal=Lowell Observatory | date=October 2014
 | bibcode=2014yCat....1.2023S | postscript=. }}</ref>

<ref name="nras278">{{citation | display-authors=1 | last1=Smalley | first1=B. | last2=Smith | first2=K. C. | last3=Wonnacott | first3=D. | last4=Allen | first4=C. S. | title=The chemical composition of IK Pegasi | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=1996 | volume=278 | issue=3 | pages=688–696 | bibcode=1996MNRAS.278..688S | doi=10.1093/mnras/278.3.688| doi-access=free }}</ref>

<ref name="apj502">{{citation | last1=Vennes | first1=S. | last2=Christian | first2=D. J. | last3=Thorstensen | first3=J. R. | title=Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions | journal=The Astrophysical Journal | date=1998 | volume=502 | issue=2 | pages=763–787 | doi=10.1086/305926 | bibcode=1998ApJ...502..763V | doi-access=free }}</ref>

<ref name="mnras267">{{citation | last1=Wonnacott | first1=D. | last2=Kellett | first2=B. J. | last3=Smalley | first3=B. | last4=Lloyd | first4=C. | title=Pulsational Activity on Ik-Pegasi | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=1994 | volume=267 | issue=4 | pages=1045–1052 | bibcode=1994MNRAS.267.1045W | doi = 10.1093/mnras/267.4.1045 | doi-access=free }}</ref>

<ref name="mnras262">{{citation | last1=Wonnacott | first1=D. | last2=Kellett | first2=B. J. | last3=Stickland | first3=D. J. | title=IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=1993 | volume=262 | issue=2 | pages=277–284 | bibcode=1993MNRAS.262..277W | doi = 10.1093/mnras/262.2.277 | doi-access=free }}</ref>

<ref name=Pickering1908>{{citation | last=Pickering | first=Edward Charles | title=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 {{convert|4|in|mm|adj=on}} meridian photometers | journal=Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College | date=1908 | volume=50 | pages=182 | bibcode=1908AnHar..50....1P }}</ref>

<ref name=rabinowitz_vogel2009>{{citation | first1=Harold | last1=Rabinowitz | first2=Suzanne | last2=Vogel | date=2009 | title=The manual of scientific style: a guide for authors, editors, and researchers | page=364 | publisher=Academic Press | isbn=978-0-12-373980-3 | url=https://books.google.com/books?id=YZCqJzffR20C&pg=PA364 }}</ref>

<ref name=sb>{{citation | author=Staff | url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html | title=Spectroscopic Binaries | publisher =University of Tennessee | access-date=2007-06-09 }}</ref>

<ref name=pdao4_161>{{citation | last=Harper | first=W. E. | title=The orbits of A Persei and HR 8210 | journal=Publications of the Dominion Astrophysical Observatory | date=1928 | volume=4 | pages=161–169 | bibcode=1928PDAO....4..171H }}</ref>

<ref name=aaa323_L49>{{citation | display-authors=1 | last1=Perryman | first1=M. A. C. | last2=Lindegren | first2=L. | last3=Kovalevsky | first3=J. | last4=Hoeg | first4=E. | last5=Bastian | first5=U. | last6=Bernacca | first6=P. L. | last7=Crézé | first7=M. | last8=Donati | first8=F. | last9=Grenon | first9=M. | title=The Hipparcos Catalogue | journal=Astronomy & Astrophysics | date=1997 | volume=323 | pages=L49–L52 | bibcode=1997A&A...323L..49P }}</ref>

<ref name=wilson1953>{{citation | last=Wilson | first=Ralph Elmer | date=1953 | title=General catalogue of stellar radial velocities | journal=Carnegie Institute Washington D.C. Publication | publisher=Carnegie Institution of Washington | bibcode=1953GCRV..C......0W }}</ref>

<ref name=p12ewwd>{{citation | display-authors=1 | last1=Burleigh | first1=M. R. | last2=Barstow | first2=M. A. | last3=Bond | first3=H. E. | last4=Holberg | first4=J. B. | editor1-last=Provencal | editor1-first=J. L. | editor2-last=Shipman | editor2-first=H. L. | editor3-last=MacDonald | editor3-first=J. | editor4-last=Goodchild | editor4-first=S. | contribution=Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope | title=Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs | volume=226 | pages=222 | publisher=Astronomy Society of the Pacific | date=July 28 – August 1, 1975 | location=San Francisco | bibcode=2001ASPC..226..222B | isbn = 1-58381-058-7 |arxiv = astro-ph/0010181 }}</ref>

<ref name="araa33">{{citation | last1=Gautschy | first1=A. | last2=Saio | first2=H. | title=Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1 | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | date=1995 | volume=33 | issue=1 | pages=75–114 | bibcode=1995ARA&A..33...75G | doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 }}</ref>

<ref name=templeton2004>{{citation | last=Templeton | first=Matthew | date=2004 | url=https://www.aavso.org/vsots_delsct | title=Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables | publisher=AAVSO | access-date=2021-05-06 }}</ref>

<ref name=saha2007>{{citation | first=Swapan K. | last=Saha | date=2007 | title=Diffraction-limited imaging with large and moderate telescopes | page=440 | publisher=World Scientific | isbn=978-981-270-777-2 | url=https://books.google.com/books?id=Xs0ErNOGpq8C&pg=PA440 | bibcode=2007dlil.book.....S }}</ref>

<ref name="apj221">{{citation | last=Kurtz | first=D. W. | title=Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars | journal=Astrophysical Journal | date=1978 | volume=221 | pages=869–880 | bibcode=1978ApJ...221..869K | doi=10.1086/156090 | hdl=2152/34842 | hdl-access=free }}</ref>

<ref name=baas26_868>{{citation | last1=Mayer | first1=J. G. | last2=Hakkila | first2=J. | title=Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors | journal=Bulletin of the American Astronomical Society | date=1994 | volume=26 | page=868 | bibcode=1994AAS...184.0607M }}</ref>

<ref name=gsu2005>{{citation | author=Anonymous | date=2005 | url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html | title=Stellar Lifetimes | publisher=Georgia State University | access-date = 2007-02-26 }}</ref>

<ref name=chandra1>{{citation | author=Staff | title =White Dwarfs & Planetary Nebulas | date=August 29, 2006 | url =http://chandra.harvard.edu/xray_sources/white_dwarfs.html | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | access-date = 2007-06-09 }}</ref>

<ref name=chandra2>{{citation | author=Staff | date =August 29, 2006 | url=http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index8.html | title=Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | access-date = 2006-08-10 }}</ref>

<ref name=apj591_1_288>{{citation | display-authors=1 | last1=Heger | first1=A. | last2=Fryer | first2=C. L. | last3=Woosley | first3=S. E. | last4=Langer | first4=N. | last5=Hartmann | first5=D. H. | title=§3, How Massive Single Stars End Their Life | journal=Astrophysical Journal | date=2003 | volume=591 | issue=1 | pages=288–300 | bibcode=2003ApJ...591..288H | doi=10.1086/375341 |arxiv = astro-ph/0212469 | s2cid=59065632 }}</ref>

<ref name=seligman2007>{{citation | last=Seligman | first=Courtney | date=2007 | url =http://cseligman.com/text/stars/mldiagram.htm | title=The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars | access-date=2007-05-14 }}</ref>

<ref name="evolution">{{citation | author=Staff | date=August 29, 2006 | url=http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html | title=Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | access-date=2006-08-10 }}</ref>

<ref name=richmond20061005>{{citation | last=Richmond | first=Michael | date=October 5, 2006 | url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | title=Late stages of evolution for low-mass stars | publisher=Rochester Institute of Technology | access-date=2007-06-07 }}</ref>

<ref name=beech2011>{{citation | last=Beech | first=Martin | date=2011 | title=The past, present and future supernova threat to Earth's biosphere | journal=Astrophysics and Space Science | publisher=Springer | doi = 10.1007/s10509-011-0873-9 |bibcode = 2011Ap&SS.336..287B | volume=336 | issue=2 | pages=287–302| s2cid=119803426 }}</ref>

<ref name=darling>{{citation | last=Darling | first=David | url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html | title=Carbon burning | publisher=The Internet Encyclopedia of Science | access-date=2007-08-15 }}</ref>

<ref name=hubble19970806>{{citation | last1=Savage | first1=D. | last2=Jones | first2=T. | last3=Villard | first3=Ray | last4=Watzke | first4=M. | date=August 6, 1997 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/ | title=Hubble Separates Stars in the Mira Binary System | publisher=HubbleSite News Center | access-date=2007-03-01 }}</ref>

<ref name="pasp105">{{citation | last1=Landsman | first1=W. | last2=Simon | first2=T. | last3=Bergeron | first3=P. | title=The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | date=1999 | volume=105 | issue=690 | pages=841–847 | bibcode=1993PASP..105..841L | doi=10.1086/133242 | doi-access=free }}</ref>

<ref name=science289_5476_88>{{citation | last1=Oberhummer | first1=H. | last2=Csótó | first2=A. | last3=Schlattl | first3=H. | title=Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe | journal=Science | date=2000 | volume=289 | issue=5476 | pages=88–90 | doi=10.1126/science.289.5476.88 | pmid=10884230 |arxiv = astro-ph/0007178 |bibcode = 2000Sci...289...88O | s2cid=2884928 }}</ref>

<ref name="apjs76">{{citation | last=Iben | first=Icko Jr. | title=Single and binary star evolution | journal=Astrophysical Journal Supplement Series | date=1991 | volume=76 | pages=55–114 | bibcode=1991ApJS...76...55I | doi=10.1086/191565 | doi-access=free }}</ref>

<ref name=aaa375_1_87>{{citation | last1=Gil-Pons | first1=P. | last2=García-Berro | first2=E. | title=On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems | journal=Astronomy and Astrophysics | date=2001 | volume=375 | issue=1 | pages=87–99 | bibcode=2001A&A...375...87G | doi=10.1051/0004-6361:20010828 |arxiv = astro-ph/0106224 | s2cid=11890376 }}</ref>

<ref name=rmp74_4_1015>{{citation | last1=Woosley | first1=S. E. | last2=Heger | first2=A. | title=The Evolution and Explosion of Massive Stars | journal=Reviews of Modern Physics | date=2002 | volume=74 | issue=4 | pages=1015–1071 | url=https://users-phys.au.dk/jcd/explosion/reprints/woosley_etal_02.pdf | access-date=2021-05-06 | doi=10.1103/RevModPhys.74.1015 | bibcode=2002RvMP...74.1015W }}</ref>

<ref name="mnras270">{{citation | last1=Barstow | first1=M. A. | last2=Holberg | first2=J. B. | last3=Koester | first3=D. | title=Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=1994 | volume=270 | issue=3 | page=516 | bibcode=1994MNRAS.270..516B | doi = 10.1093/mnras/270.3.516 | doi-access= free}}</ref>

<ref name=sb_se>{{citation | url = http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition | title=Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition | publisher =ScienceBits | access-date = 2007-05-15 }}</ref>

<ref name=imamura19950224>{{citation | last=Imamura | first=James N. | date=February 24, 1995 | url=http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html | title=Cooling of White Dwarfs | publisher=University of Oregon | access-date=2007-05-19 | archive-url=https://web.archive.org/web/20070502023430/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html | archive-date=May 2, 2007}}</ref>

<ref name=lrr2006>{{citation|last1=Postnov |first1=K. A. |last2=Yungelson |first2=L. R. |date=2006 |title=The Evolution of Compact Binary Star Systems |volume=9 |issue=1 |page=6 |journal=Living Reviews in Relativity |doi=10.12942/lrr-2006-6 |doi-access=free |pmid=28163653 |pmc=5253975 |arxiv=astro-ph/0701059 |bibcode=2006LRR.....9....6P }}</ref>

<ref name=aavso200105>{{citation | last1=Malatesta | first1=K. | last2=Davis | first2=K. |date=May 2001 | url=https://www.aavso.org/sites/default/files/vsots/0501.pdf | title=Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae | publisher=AAVSO | access-date=2021-05-06 }}</ref>

<ref name="vsom0501">{{citation | last=Malatesta | first=Kerri |date=May 2000 | url=https://www.aavso.org/vsots_rsoph | title=Variable Star Of The Month—May, 2000: RS Ophiuchi | publisher=AAVSO | access-date=2021-05-06 }}</ref>

<ref name=hendrix20070720>{{citation | first=Susan | last=Hendrix | title=Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova | publisher=NASA | date=July 20, 2007 | url=http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/rxte_supernova.html | access-date=2007-05-25 }}</ref>

<ref name=aaa362_1046>{{citation | last1=Langer | first1=N. | last2=Deutschmann | first2=A. | last3=Wellstein | first3=S. | last4=Höflich | first4=P. | title=The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae | journal=Astronomy and Astrophysics | date=2000 | volume=362 | pages=1046–1064 | bibcode=2000A&A...362.1046L | arxiv=astro-ph/0008444 }}</ref>

<ref name=asp2002>{{citation | last1=Langer | first1=N. | last2=Yoon | first2=S.-C. | last3=Wellstein | first3=S. | last4=Scheithauer | first4=S. | editor1-last=Gänsicke | editor1-first=B. T. | editor2-last=Beuermann | editor2-first=K. | editor3-last=Rein | editor3-first=K. | contribution=On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf | title=The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings | volume=261 | pages =252 | publisher=Astronomical Society of the Pacific | date=2002 | location =San Francisco, California | bibcode=2002ASPC..261..252L }}</ref>

<ref name=di_stefano_greiner1996>{{citation | first=Rosanne | last=Di Stefano | editor=J. Greiner | contribution=Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae | title=Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources | publisher=Springer-Verlag | date=February 28 – March 1, 1996 | location=Garching, Germany | arxiv=astro-ph/9701199 | bibcode=1997astro.ph..1199D }}</ref>

<ref name=lr20060124>{{citation | last1=Fryer | first1=C. L. | last2=New | first2=K. C. B. | date=January 24, 2006 | url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2011-1/ | title=2.1 Collapse scenario | work=Gravitational Waves from Gravitational Collapse | publisher=Max-Planck-Gesellschaft | access-date=2007-06-07 | url-status=dead | archive-url=https://web.archive.org/web/20110327153151/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2011-1/ | archive-date=March 27, 2011 }}</ref>

<ref name=richmond20050408>{{citation|url=http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt |title=Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? |first=Michael |last=Richmond |date=April 8, 2005 |format=TXT |access-date=2006-03-30 |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt |archive-date=March 6, 2007 }}—see section 4.</ref>

<ref name=apj582_2_915>{{citation | last=Hansen | first=Brad M. S. | title=Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs | journal=The Astrophysical Journal | date=2003 | volume=582 | issue=2 | pages=915–918 | bibcode=2003ApJ...582..915H | doi=10.1086/344782 |arxiv = astro-ph/0206152 | s2cid=16653531 }}</ref>

<ref name=apjss128_2_615>{{citation | last1=Marietta | first1=E. | last2=Burrows | first2=A. | last3=Fryxell | first3=B. | title=Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences | journal=The Astrophysical Journal Supplement Series | date=2000 | volume=128 | issue=2 | pages=615–650 | bibcode=2000ApJS..128..615M | doi=10.1086/313392 |arxiv=astro-ph/9908116 | s2cid=17251956 }}</ref>

<ref name=nasa20060907>{{citation | author=Staff | date=September 7, 2006 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | title=Introduction to Supernova Remnants | publisher=NASA/Goddard | access-date=2007-05-20 }}</ref>

}}

== Надворешни врски ==

* {{Наведување|last=Davies|first=Ben|date=2006|url=http://ben.davies.net/supernovae2.htm|title=Supernova events|access-date=2007-06-01}}
* {{Наведување|last=Richmond|first=Michael|date=April 8, 2005|url=http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt|title=Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth?|publisher=The Amateur Sky Survey|access-date=2007-06-07|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt|archivedate=March 6, 2007}}
* {{Наведување|last=Tzekova|first=Svetlana Yordanova|date=2004|url=http://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)|access-date=2007-09-30|archivedate=2012-05-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120520195016/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-310/#2.%20The%20main%20star%20-%20IK%20Peg%20A}}

{{Ѕвезди во Пегаз}}

[[Категорија:Променливи ѕвезди со ознаки]]
[[Категорија:HR-објекти]]
[[Категорија:HIP-објекти]]
[[Категорија:HD-објекти]]
[[Категорија:Тела од Бонскиот преглед]]
[[Категорија:Пегаз (соѕвездие)]]
[[Категорија:Астрономски тела откриени во 1862 година]]
[[Категорија:Супернови]]
[[Категорија:Спектроскопски двојни ѕвезди]]
[[Категорија:Бели џуџиња]]
[[Категорија:Am-ѕвезди]]
[[Категорија:Ѕвезди од главната низа од типот A]]