Pitică albă care pulsa

Piticele albe pulsatorii  sunt un tip de stele variabile pulsatorii . Luminozitatea acestor pitice albe variază datorită pulsațiilor lor non-radiale cauzate de undele gravitaționale (nu undele gravitaționale !) [1] . Aceste stele au mici (1% - 30%) modificări ale luminozității , care sunt obținute ca urmare a suprapunerii mai multor oscilații cu perioade de la sute la mii de secunde. Aceste pulsații sunt de interes pentru asteroseismologie și oferă informații despre structura internă a piticelor albe [2] .

Piticile albe pulsatoare cunoscute sunt împărțite în următoarele tipuri:

Stele DAV

Calculele timpurii au indicat că piticele albe ar trebui să pulseze cu o perioadă de aproximativ 10 secunde, dar căutările din anii 1960 au fost nereușite [4] , § 7.1.1; [10] . Prima variabilitate pitică albă a fost observată la HL Taurus 76 ; în 1965 și în 1966 Arlo U. Landolt a măsurat că pulsațiile sale aveau o perioadă de aproximativ 12,5 minute [11] . Motivul pentru care perioada s-a dovedit a fi mai lungă decât se prevedea este că variabilitatea lui HL Taurus 76, ca și cea a altor pitice albe pulsatorii, apare din pulsații non-radiale [4] , § 7 . În 1970, s-a descoperit că o altă pitică albă, Ross 548, de variabilitate ca și HL Tauri 76 [12] și a primit denumirea ZZ Ceti [13] în 1972 . Stelele de tip ZZ Ceti sunt întreaga clasă de pitice albe variabile pulsatorii a căror atmosferă este dominată de hidrogen (stelele DAV) [4] , pp. 891, 895 . Aceste stele au perioade de la 30 de secunde la 25 de minute și se află într-un interval destul de îngust de temperaturi efective : de la aproximativ 11.100 K la 12.500 K [14] . Rata de schimbare a perioadei de pulsații cauzate de undele gravitaționale în stelele ZZ Ceti este direct proporțională cu timpul de răcire pentru piticele albe de tip DA, care, la rândul său, poate oferi un instrument pentru măsurarea independentă a vârstei galactice . disc [15] .

Stele DBV

În 1982, calculele lui DE Winget și colegii săi au sugerat că piticele albe de tip DB cu o atmosferă de heliu și o temperatură la suprafață de aproximativ 19.000 K ar trebui să pulseze și ele [16] , p. L67. . Winget a căutat astfel de stele și a constatat că GD 358 avea variabilitate de tip DBV [17] . Aceasta a fost prima predicție a unei clase de stele variabile înainte de observarea lor [18] , p. 89. . În 1985, această stea a fost desemnată ca V777 Hercules , iar prin numele ei această clasă de stele variabile este numită și stele de tip V777 Hercules [19] ; [5] , p. 3525 . Au o temperatură efectivă de suprafață de aproximativ 25.000 K [4] , p. 895. .

Vedete precum GW Virgo

A treia clasă cunoscută de pitice albe variabile pulsatorii se numește stele Fecioare GW și este uneori subdivizată în stele DOV și PNNV. Prototipul lor este PG 1159-035 [6] , § 1.1 ; de asemenea, această stea este prototipul unei clase mai largi de stele nu neapărat variabile, cum ar fi PG 1159 . Variabilitatea a fost observată pentru prima dată pentru această stea în 1979 [20] , iar în 1985 a primit denumirea GW Virgo [19] , dând numele unei noi clase de stele variabile. Aceste stele nu sunt, strict vorbind, pitice albe, ci mai degrabă sunt stele care se află între ramura gigant asimptotică și regiunea piticii albe din diagrama Hertzsprung-Russell . Ei pot fi numiți pitici proto-albi sau pitici pre-albi [6] , § 1.1; [8] . Acestea sunt stele fierbinți cu temperaturi de suprafață cuprinse între 75.000 K și 200.000 K și o atmosferă dominată de heliu, carbon și oxigen. Ele pot avea o gravitate la suprafață relativ scăzută (log g  ≤ 6,5) [6] , Tabelul 1 . Se crede că aceste stele se vor răci în cele din urmă și vor deveni pitice albe de tip DO [6] , § 1.1 .

Perioadele modurilor de vibrație ale stelelor de tip GW Virgo variază de la 300 la 5000 de secunde [6] , Tabelul 1 . Pulsațiile stelelor GW Virgo au fost studiate pentru prima dată în anii 1980 [21] , dar au rămas neexplicate încă de atunci [22] . Excitațiile s-au crezut de la început a fi cauzate de un așa-numit mecanism κ , care implică ionizarea carbonului și a oxigenului în anvelopa stelei de sub fotosferă , dar s-a crezut că acest mecanism nu ar funcționa dacă heliul ar fi prezent în plicul. Cu toate acestea, acum se pare că instabilitatea poate exista chiar și în prezența heliului [23] , § 1 .

Stele DQV

O nouă clasă de pitice albe, de tip spectral DQ și o atmosferă fierbinte dominată de carbon, a fost descoperită recent de Patrick Dufour, James Liebert și colaboratorii lor [24] . Teoretic, astfel de pitice albe ar trebui să pulseze la temperaturi în care atmosferele lor sunt parțial ionizate. Observațiile făcute la Observatorul McDonald au sugerat că SDSS J142625.71 +575218.3 este o astfel de pitică albă și, dacă da, ar fi primul membru al unei noi clase DQV de pitice albe pulsatorii. Cu toate acestea, este posibil ca această pitică albă să facă parte dintr-un sistem binar cu un disc carbon-oxigen acumulator [9] .

Note

  1. ↑ Spre deosebire de undele gravitaționale, undele gravitaționale apar din interacțiunea sau influența reciprocă a două medii cu densități diferite. Pe Pământ , undele gravitaționale pot apărea la limita „ ocean - atmosfera ” .
  2. ↑ Asteroseismology of white Dwarf Stars Arhivat 29 iunie 2012. , DE Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10 , #49 (14 decembrie 1998), pp. 11247–11261. doi : 10.1088/0953-8984/10/49/014 . (Engleză)
  3. ↑ 1 2 3 GCVS Variability Types Arhivat 18 martie 2012. , NN Samus, Moscova Inst. Astron., OV Durlevich Sternberg Astron. Inst., Moscova 12-feb-2009  (engleză)
  4. ↑ 1 2 3 4 5 Fizica stelelor pitice albe Arhivat la 21 octombrie 2017 la Wayback Machine , D. Koester și G. Chanmugam, Rapoarte despre progresul în fizică 53 (1990), pp. 837–915. (Engleză)
  5. ↑ 1 2 Pitici albe, Gilles Fontaine și François Wesemael, în Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , ed. Paul Murdin, Bristol și Philadelphia: Institute of Physics Publishing și Londra, New York și Tokyo: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8 . (Engleză)
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Cartografierea domeniilor de instabilitate ale stelelor GW Vir în diagrama efectivă temperatură-gravitație suprafață Arhivată la 27 decembrie 2007 la Wayback Machine , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P. ., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219–248. (Engleză)
  7. ↑ § 1, Detection of non-radial g-mode pulsations in the new discovered PG 1159 star HE 1429-1209 Arhivat la 26 februarie 2008 la Wayback Machine , T. Nagel și K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. . L45–L48. (Engleză)
  8. ↑ 1 2 The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip Arhivat 6 noiembrie 2017 la Wayback Machine , MS O'Brien, Astrophysical Journal 532 , #2 (aprilie 2000), pp. 1078–1088. (Engleză)
  9. ↑ 1 2 SDSS J142625.71+575218.3: A Prototype for a New Class of Variable White Dwarf, MH Montgomery et al., Astrophysical Journal 678 , #1 (mai 2008), pp. L51–L54, doi : 10.1086/588286 . (Engleză)
  10. ↑ Oscilații stelare cu perioadă ultrascurtă. I. Rezultate de la White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273 și Scorpius XR-1 Arhivat 25 octombrie 2017 la Wayback Machine , George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker și James E. Hesser, Astrophysical Jurnalul 148 , #3 (iunie 1967), pp. L161–L163. (Engleză)
  11. ↑ A New Short-Period Blue Variable Arhivat 13 octombrie 2007 la Wayback Machine , Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153 , #1 (iulie 1968), pp. 151–164. (Engleză)
  12. ↑ Oscilații stelare de înaltă frecvență. VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf , Barry M. Lasker și James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (februarie 1971), pp. L89-L93. (Engleză)
  13. ↑ 58th Name-List of Variable Stars , BV Kukarkin, PN Kholopov, NP Kukarkina, NB Perova, Information Bulletin on Variable Stars , #717, 21 septembrie 1972  .
  14. ↑ Bergeron, P.; Fontaine, G. Despre puritatea benzii de instabilitate ZZ Ceti: Descoperirea mai multor pitici albe DA pulsatorie pe baza spectroscopiei optice . Jurnalul Astrofizic. Arhivat din original pe 20 iunie 2012.  (Engleză)
  15. ↑ Kepler, SO; G. Vauclair, RE Nather, DE Winget și EL Robinson. G117-B15A - Cum evoluează? . Pitici albe; Proceedings of IAU Coloquium 114th, Hanover, NH, Aug. 15-19, 1988 (A90-32719 13-90) . Berlin și New York: Springer-Verlag (1989). Arhivat din original pe 20 iunie 2012.  (Engleză)
  16. ↑ Hydrogen-driving and the blue edge of compositionally stratified ZZ Ceti star models , DE Winget, HM van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, CJ Hansen și BW Carroll, Astrophysical Journal 252 (15 ianuarie 1982), pp. L65-L68. (Engleză)
  17. ^ Photometric observations of GD 358: DB white Dwarfs do pulsate , DE Winget, EL Robinson, RD Nather și G. Fontaine, Astrophysical Journal 262 (1 noiembrie 1982), pp. L11-L15. (Engleză)
  18. ↑ White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, în Stellar restants , SD Kawaler, I. Novikov și G. Srinivasan, editat de Georges Meynet și Daniel Schaerer, Berlin: Springer, 1997. Note de curs pentru cursul avansat Saas-Fee numărul 25 ISBN  3-540-61520-2 . (Engleză)
  19. ↑ 1 2 The 67th Name-List of Variable Stars , PN Kholopov, NN Samus, EV Kazarovets și NB Perova, Information Bulletin on Variable Stars , #2681, 8 martie 1985  .
  20. ↑ PG1159-035: A new, hot, non-DA pulsating degenerate , JT McGraw, SG Starrfield, J. Liebert și RF Green, pp. 377–381 în Pitici albe și stele degenerate variabile , Colocviul IAU #53, ed. HM van Horn și V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979  .
  21. ↑ A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables , Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585 , #2 (martie 2003), pp. 975–982. (Engleză)
  22. ↑ An Instability Mechanism for GW Vir Variables , AN Cox, p. 786, Societatea Americană de Astronomie, a 200-a întâlnire AAS, #85.07, în Buletinul Societății Americane de Astronomie 34 (mai 2002). (Engleză)
  23. ↑ Noi calcule de pulsații nonadiabatice pe modele evolutive complete PG 1159: banda de instabilitate teoretică GW Virginis revizuită , AH Córsico, LG Althaus și MM Miller Bertolami, Astronomy and Astrophysics 458 , #1 (octombrie 2006), pp. 259–267. (Engleză)
  24. ↑ Stele pitice albe cu atmosfere de carbon, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine și N. Behara, Nature 450 , #7169 (noiembrie 2007), pp. 522–524, doi : 10.1038 / nature06318 
 stele variabile
Eruptiv
Pulsând
rotind
Cataclismic
eclipsarea binarelor
Liste
Categorie: Stele variabile