En pulserende hvit dverg er en stjernehvit dverg som kan variere lysstyrken på grunn av pulsasjoner av tyngdekraftsbølger som ikke er radiale i sin indre del. Kjente typer pulserende hvite dverger inkluderer stjernene DAV , eller ZZ Ceti , av type DA med atmosfære dominert av hydrogen , de av typen DBV eller V777 Her , av spektral type DB, med atmosfære dominert av helium , og GW Vir- stjerner , spektral type PG 1159 med atmosfære dominert av helium , karbon og oksygen (noen forfattere inkluderer også ikke-PG 1159 stjerner i klassen GW Vir-stjerner). GW Vir-stjerner kan deles inn i DOV- og PNNV- stjerner . De er ikke, stricto sensu, hvite dverger, men prehvite dverger som ennå ikke har nådd den hvite dvergregionen på Hertzsprung-Russell-diagrammet . En undertype av DQV- stjerner , med en atmosfære dominert av karbon , har også blitt foreslått.
Disse variablene viser alle små variasjoner i lysutslipp (1 til 30%), som skyldes overlagring av flere vibrasjonsmodi hvis perioder varierer fra tusen til hundre tusen sekunder. Observasjoner av disse variasjonene gir asteroseismologisk bevis på det indre av hvite dverger.
Typer av pulserende hvite dverger | |
DAV ( GCVS : ZZA ) | spektral type DA, som bare har absorpsjonslinjer av hydrogen i deres spektrum |
DBV (GCVS: ZZB ) | spektral type DB, med bare heliumabsorpsjonslinjer i spekteret |
GW Vir (GCVS: ZZO ) | Atmosfæren består hovedsakelig av C, He og O; kan deles inn i DOV- og PNNV- stjerner |
DQV | spektral type DQ; varm karbon dominerende atmosfære |
Tidlige beregninger antydet at hvite dverger burde ha variert med perioder rundt 10 sekunder, men forskning på 1960-tallet mislyktes med å observere dette fenomenet.
Den første variable hvite dvergen som ble funnet var HL Tau 76 , i 1965 og 1966. Arlo U. Landolt observerte en periodevariasjon på omtrent 12,5 minutter. Årsaken til denne lengre enn forutsagte perioden med HL Tau 76-variabilitet, som med andre kjente pulserende variable hvite dverger, stammer fra ikke-radiale impulser av tyngdekraftsbølger . I 1970 ble en annen hvit dverg, ZZ Ceti , oppdaget med samme type variasjon som HL Tau 76; i 1972 ble den utpekt som den variable stjernen ZZ Ceti . Navnet ZZ Ceti refererer også til denne klassen av variable pulserende hvite dverger, som, siden det gjelder hvite dverger med en hydrogenatmosfære, også kalles DAV . Deres perioden er fra 30 sekunder til 25 minutter, og er funnet i et smalere område av effektive temperatur , mellom omtrent 11 000 og 12 500 K . Målingen av hastigheten for endring over tid av perioden av den pulsering av den stjerne tyngdebølge ZZ Ceti er et direkte mål på avkjølingstidsskala fra en DA-type hvit dverg , som i sin tur kan gi en uavhengig måling av alder av galaktiske disk bekymret
I 1982 foreslo beregninger av DE Winget og hans kolleger at heliumatmosfærene til hvite dverger av DB-type med temperaturer rundt 19.000 K også skulle være pulserende. Winget søkte deretter slike stjerner og fant ut at GD 358 (in) var en DB-variabel med hvit dverg, eller DBV. Det var den første spådommen av en klasse med variable stjerner før de ble observert. I 1985 fikk denne stjernen navnet V777 Her , som også er en annen betegnelse for denne klassen av variable stjerner. Disse stjernene er effektiv temperatur på ca 25 000 K .
Den tredje klassen av pulserende hvit dverg som er identifisert, er GW Vir- stjernene , noen ganger delt inn i DOV- og PNNV- stjerner . Prototypen deres er PG 1159-035 . Variasjonen til denne stjernen, også en prototype av PG 1159-stjerneklassen , ble observert i 1979 , og den mottok den variable stjernebetegnelsen GW Vir i 1985, som ga klassen sitt navn. Disse stjernene er ikke strengt tatt hvite dverger; på Hertzsprung-Russell-diagrammet er de ganske stjerner i en mellomposisjon mellom den asymptotiske grenen til gigantene og regionen til de hvite dvergene. Vi kan kalle dem prehvite dverger . De er varme med overflatetemperaturer mellom 75.000 K og 200.000 K , og har atmosfærer dominert av helium , karbon og oksygen . De kan ha forholdsvis lav overflate tyngdekraft (log g ≤ 6,5). Det antas at disse stjernene til slutt vil kjøle seg ned og bli hvite dverger av typen DO. Den perioden av vibrasjonsmodi av GW Vir stjernene sprer av ca 200 s 5000 s . Det var på 1980-tallet vi begynte å studere hvordan disse pulser er begeistret, men det forble usikkert i nesten 20 år. Fra begynnelsen ble det antatt at eksitasjonsmekanismen var forårsaket av mekanismen kalt mekanisme-K assosiert med ionisert karbon og oksygen i konvolutten under fotosfæren, men det ble antatt at denne mekanismen ikke ville fungere i nærvær av helium i dette samme konvolutt. Det så imidlertid ut til at ustabilitet kan forekomme i nærvær av helium.
Patrick Dufour, James Liebert og deres kolleger oppdaget nylig en ny klasse med hvite dverger, spektral type DQ, varme med en atmosfære dominert av karbon. Teoretisk pulserer disse hvite dvergene ved temperaturer der deres atmosfære er delvis ionisert. Observasjoner ved McDonald Observatory antyder at SDSS J142625.71 + 575218.3 er en slik hvit dverg; i dette tilfellet ville det være den første av den nye typen ( DQV ) av pulserende hvit dverg. Dette kan imidlertid også være en binær hvit dverg med en tiltrekksskive av karbon - oksygen .
Siden denne artikkelen er basert på en oversettelse fra den engelske Wikipedia, er referansene nedenfor på engelsk.