Buton pitic alb

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

O pitică albă pulsatoare este o stea pitică albă a cărei strălucire variază datorită pulsațiilor undelor sale de gravitație non-radiale. Tipurile cunoscute de pitici albi pulsanți sunt așa-numitele stele DAV sau ZZ Ceti , cu o atmosferă dominată de hidrogen și clasa spectrală DA, [1] DBV sau V777 Her stele , cu prevalență de heliu în atmosferă și clasă DB spectral [2] și stelele GW Vir , cu prevalență de heliu, carbon și oxigen , de tip PG 1159 (unii autori nu le includ în clasa stelelor GW Vir). Acestea din urmă pot fi împărțite în stele DOV și stele PNNV ; [3] [4] în realitate acestea nu ar fi adevărate pitici albi, ci „pitici pre-albi”, care nu au ajuns încă la stadiul pitic alb și, prin urmare, nu se găsesc în regiunea piticului alb în diagrama HR . [3] , § 1.1; [5] De asemenea, a fost propus un subtip de stele DQV , dominat de prezența carbonului în atmosferă. [6]

Toate aceste variabile prezintă variații mici (1% - 30%) în emisia de lumină, care permit obținerea unei dovezi astroseismologice a straturilor interioare ale piticilor albi. [7]

Stele DAV

Tipuri de pitici albi pulsatori [3] [8] , §1.1, 1.2; [6]
DAV ( GCVS : ZZA ) Tip spectral DA, cu numai linii de hidrogen în spectru
DBV (GCVS: ZZB ) DB de tip spectral, cu doar linii de heliu în spectru
GW Vir (GCVS: ZZO ) Atmosferă cu C și O
divizibil în stele DOV și PNNV
DQV DQ de tip spectral; atmosferă caldă și dominată de carbon

Calculele timpurii au sugerat că piticii albi au variat pe o perioadă de aproximativ 10 secunde, dar cercetările efectuate în anii 1960 nu au dat rezultate. [1] , § 7.1.1; [9] Prima stea albă variabilă descoperită a fost HL Tau 76 ; în 1965 și 1966 , Arlo U. Landolt a observat că această stea a variat cu o perioadă de aproximativ 12,5 minute. [10] Motivul pentru care perioada sa este mai lungă decât s-a prevăzut se datorează naturii stelei în sine, care, la fel ca alte pitici albi variabili pulsanți, este derivată din pulsațiile undelor gravitaționale . [1] , § 7. În 1970 s- a descoperit că un alt pitic alb, Ross 548 , posedă aceleași caracteristici de variabilitate ca și precedentul; [11] în 1972 , i s-a acordat denumirea de stea variabilă ZZ Ceti . [12] Numele ZZ Ceti se referă și la această clasă de pitici albi pulsanți cu atmosferă de hidrogen, numită și DAV . [1] Aceste stele au perioade cuprinse între 30 de secunde și 25 de minute și sunt toate în banda subțire de excursie termică de la 12.500 la 11.100 K. [13] Se obțin măsurători ale ratei de schimbare a perioadei pentru pulsațiile de undă ale gravitației în ZZ Ceti. direct dintr-o scară de timp pentru o pitică albă din clasa DA, din care se poate deduce și o măsurare independentă a vârstei discului galactic . [14]

Stele DBV

În 1982 , unele calcule au sugerat că ar putea pulsa și atmosfera de heliu a piticilor albi din clasa spectrală DB și cu o temperatură de suprafață de 19.000 K. [15] Examinând acest tip de stele s-a constatat că pitica albă GD 358 era de fapt o variabilă cu un spectru DB, care a devenit astfel prototipul stelelor DBV . [16] A fost prima dată când s-a prezis un nou tip de variabilă înainte de descoperirea sa. [17] În 1985, această stea a primit denumirea de stea variabilă, devenind V777 Her , care a devenit, de asemenea, un nume alternativ pentru întreaga clasă de variabile DBV. [2] [18] Aceste stele au o temperatură efectivă în jur de 25.000 k. [1]

Stelele GW Vir

A treia clasă cunoscută de pitici albi variabili este cea cunoscută sub numele de clasa GW Vir , uneori subdivizată în stele DOV și PNNV ; prototipul lor este PG 1159-035 . [3] Variabilitatea acestei stele a fost observată pentru prima dată în 1979 [19] și a primit denumirea stelară GV Vir în 1985 , [18] de la care clasa și-a luat numele. Aceste stele nu sunt strict pitice albe, dar se află într-o fază de tranziție în diagrama HR între ramura asimptotică a giganților și ramura piticilor albi; pot fi numiți „pitici pre-albi”. [3] [5] Sunt stele extrem de fierbinți, cu o temperatură de suprafață cuprinsă între 75.000 K și 200.000 K, cu o atmosferă dominată de heliu, carbon și oxigen. Acestea pot avea o greutate redusă a suprafeței (log g ≤ 6,5.) [3] și se crede că aceste stele pot deveni stele din clasa DO prin răcire. [3]

Perioada mișcării vibraționale a stelelor GW Vir trece de la un minim de 300 la un maxim de 500 de secunde; [3] modul în care pulsațiile sunt excitate la acest tip de stea a fost studiat pentru prima dată în anii 1980 , [20] dar a rămas o enigmă pentru încă douăzeci de ani. [21] De la început s-a crezut că mecanismul de excitație a fost cauzat de așa-numitul mecanism κ asociat cu carbonul și oxigenul din învelișul din atmosferă, dar se credea că acest mecanism nu ar putea funcționa dacă și heliul ar fi fost prezent în plic. În schimb, se pare că instabilitatea apare și în prezența heliului. [22]

Stele DQV

O nouă clasă de pitici albi, cu un DQ de tip spectral și foarte fierbinte, cu o atmosferă dominată de carbon, a fost descoperită în 2007 . [23] În teorie, aceste pitice albe ar trebui să pulseze la temperaturi în care atmosfera lor trebuie parțial ionizată . Observațiile efectuate la Observatorul McDonald sugerează că SDSS J142625.71 + 575218.3 este una dintre aceste stele; dacă ar fi confirmat, ar fi primul membru al unei noi clase de pitici albi pulsanți, stelele DQV . Cu toate acestea, este, de asemenea, posibil să fie o pitică albă binară cu un disc de acumulare carbon-oxigen. [6]

Notă

  1. ^ a b c d e Fizica stelelor pitice albe , D. Koester și G. Chanmugam, Rapoarte privind progresul în fizică 53 (1990), pp. 837-915.
  2. ^ a b Pitici albi, Gilles Fontaine și François Wesemael, în Enciclopedia Astronomiei și Astrofizicii , 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 .
  3. ^ a b c d e f g h Cartarea domeniilor de instabilitate ale stelelor GW Vir în diagrama efectivă a temperaturii-suprafeței gravitației , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 ( 2007), pp. 219–248.
  4. ^ §1, Detectarea pulsațiilor non-radiale în modul g în noua descoperită stea PG 1159 HE 1429-1209 , T. Nagel și K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. L45 - L48.
  5. ^ a b Extinderea și cauza benzii de instabilitate a piticului pre-alb , MS O'Brien, Astrophysical Journal 532 , # 2 (aprilie 2000), pp. 1078-1088.
  6. ^ a b c SDSS J142625.71 + 575218.3: A Prototype for a New Class of Variable White Dwarf, MH Montgomery și colab., Astrophysical Journal 678 , # 1 (mai 2008), pp. L51 - L54, Bibcode: 2008ApJ ... 678L..51M, doi: 10.1086 / 588286.
  7. ^ Asteroseismologie a stelelor pitice albe , DE Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10 , # 49 (14 decembrie 1998), pp. 11247-11261. DOI 10.1088 / 0953-8984 / 10/49/014.
  8. ^ Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables, ZZ Ceti variables , pe cdsweb.u-strasbg.fr , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Adus la 6 iunie 2007 (arhivat din original la 5 februarie 2007) .
  9. ^ Oscilații stelare cu perioadă ultra-scurtă. I. Rezultate de la White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273 și Scorpius XR-1 , George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker și James E. Hesser, Astrophysical Journal 148 , # 3 (iunie 1967) ), pp. L161 - L163.
  10. ^ A New Short-Period Blue Variable , Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153 , # 1 (iulie 1968), pp. 151–164.
  11. ^ Oscilații stelare de înaltă frecvență. TU. R548, un pitic alb cu variație periodică , Barry M. Lasker și James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (februarie 1971), pp. L89 - L93.
  12. ^ 58th Name-List of Variable Stars , BV Kukarkin, PN Kholopov, NP Kukarkina, NB Perova, Buletin informativ despre stele variabile , # 717, 21 septembrie 1972.
  13. ^ P. Bergeron, Fontaine, G, Despre puritatea benzii de instabilitate ZZ Ceti: descoperirea mai multor pitici albi DA pulsanți pe baza spectroscopiei optice , pe journals.uchicago.edu , The Astrophysical Journal. Adus la 6 iunie 2007 (arhivat din original la 20 iunie 2012) .
  14. ^ SO Kepler, G. Vauclair, RE Nather, DE Winget și EL Robinson, G117-B15A - Cum evoluează? , pe piticii albi; Proceedings of IAU Colloquium 114th, Hanover, NH, 15-19 august, 1988 (A90-32719 13-90) , Berlin și New York: Springer-Verlag, 1989. Accesat la 7 iunie 2007 .
  15. ^ Conducerea hidrogenului și marginea albastră a modelelor de stele ZZ Ceti stratificate compozițional , DE Winget, HM van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, CJ Hansen și BW Carroll, Astrophysical Journal 252 (15 ianuarie 1982), pp. L65 - L68.
  16. ^ Observații fotometrice ale GD 358: DB piticele albe pulsează, DE Winget, EL Robinson, RD Nather și G. Fontaine, Astrophysical Journal 262 (1 noiembrie 1982), pp. L11 - L15.
  17. ^ White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, în resturi stelare , 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 .
  18. ^ a b A 67-a listă de nume a stelelor variabile , PN Kholopov, NN Samus, EV Kazarovets și NB Perova, Buletin informativ despre stele variabile , # 2681, 8 martie 1985.
  19. ^ PG1159-035: Un nou, fierbinte, degenerat care nu pulsează DA , JT McGraw, SG Starrfield, J. Liebert și RF Green, pp. 377–381 în White Dwarfs and Variable Degenerate Stars , IAU Colloquium # 53, ed. HM van Horn și V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979.
  20. ^ A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables , Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585 , # 2 (martie 2003), pp. 975-982.
  21. ^ Un mecanism de instabilitate pentru variabilele GW Vir , AN Cox, p. 786, American Astronomical Society, 200th AAS Meeting, # 85.07, în Buletinul American Astronomical Society 34 (mai 2002).
  22. ^ Noi calcule de pulsație nonadiabatică 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.
  23. ^ Stele pitice albe cu atmosfere de carbon, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine și N. Behara, Nature 450 , # 7169 (noiembrie 2007), pp. 522-524, Bibcode: 2007 Nat. 450..522D, doi: 10.1038 / nature06318

Elemente conexe

linkuri externe

Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nana_bianca_pulsante&oldid=110118288 ”