Pulserende hvit dverg

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.

DAV-stjerner

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

DBV stjerner

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 .

GW Vir stjerner

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.

DQV stjerner

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 .

Referanser

  1. Physics of white dwarf stars , D. Koester and G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), s.  837-915 .
  2. Hvite dverger, Gilles Fontaine og François Wesemael, i Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , red. Paul Murdin, Bristol og Philadelphia: Institute of Physics Publishing og London, New York og Tokyo: Nature Publishing Group, 2001. ( ISBN  0-333-75088-8 ) .
  3. Kartlegging av ustabilitetsdomenene til GW Vir-stjerner i det effektive temperatur-overflatediagram , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), s.  219-248 .
  4. Påvisning av ikke-radiale g-moduspulsasjoner i den nylig oppdagede PG 1159-stjernen HE 1429-1209 , T. Nagel og K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), s. L45-L48.
  5. Omfanget og årsaken til Pre-White Dwarf Instability Strip , MS O'Brien, Astrophysical Journal 532 , # 2 (april 2000), s.  1078-1088 .
  6. SDSS J142625.71 + 575218.3: En prototype for en ny klasse av variabel hvit dverg, MH Montgomery et al., Astrophysical Journal 678 , # 1 (Mai 2008), pp. L51 - L54, Bibcode  : 2008ApJ ... 678L..51M , DOI : 10.1086 / 588286 .
  7. Asteroseismology of white dwarf stars , DE Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10 , # 49 ( 14. desember 1998 ), s.  11247-11261 . DOI 10.1088 / 0953-8984 / 10/49/014.
  8. Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables , "  ZZ Ceti variables  " , Astronomical Data Center of Strasbourg (åpnet 6. juni 2007 )
  9. Generell katalog over variable stjerner
  10. Ultrakortperiode stjernesvingninger. I. Resultater fra White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273, og Scorpius XR-1 , George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker og James E. Hesser, Astrophysical Journal 148 , # 3 (juni 1967 ), pp. L161-L163.
  11. En ny kortperiodiske Blå variabel , Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153 , # 1 (juli 1968), s.  151-164 .
  12. Høyfrekvente stjernesvingninger. VI. R548, en periodisk variabel hvit dverg , Barry M. Lasker og James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (februar 1971), s. L89-L93.
  13. 58. navneliste over variable stjerner , BV Kukarkin, PN Kholopov, NP Kukarkina, NB Perova, Informasjonsbulletin om variable stjerner , # 717, 21. september 1972
  14. P. Bergeron og G. Fontaine, "  On the Purity of the ZZ Ceti Instability Strip: Discovery of More Pulsating DA White Dwarfs on the Basis of Optical Spectroscopy  " , The Astrophysical Journal (åpnet 6. juni 2007 )
  15. SO Kepler , G. Vauclair, RE Nather, DE Winget og EL Robinson, “  G117-B15A - Hvordan utvikler den seg?  » , Berlin og New York: Springer-Verlag,1989(åpnet 7. juni 2007 )
  16. Hydrogendrivende og den blå kanten av komposisjonelt stratifiserte ZZ Ceti-stjernemodeller , DE Winget, HM van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, CJ Hansen og BW Carroll, Astrophysical Journal 252 (15. januar 1982), s. L65-L68.
  17. Fotometriske observasjoner av GD 358: DB hvite dverger pulserer gjøre , DE Winget, EL Robinson, RD NÄTHER og G. Fontaine, Astrophysical Journal 262 ( 1 st november 1982), s. L11-L15.
  18. White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, in Stellar rests, SD Kawaler, I. Novikov, and G. Srinivasan, redigert av Georges Meynet og Daniel Schaerer, Berlin: Springer, 1997. Forelesningsnotater for Saas-Fee videregående kurs nummer 25 . ( ISBN  3-540-61520-2 ) .
  19. Den 67. navnelisten over variable stjerner , PN Kholopov, NN Samus, EV Kazarovets, og NB Perova, Informasjonsbulletin om variable stjerner , # 2681, 8. mars 1985.
  20. PG1159-035: En ny, varm, ikke-DA pulserende degenerert , JT McGraw, SG Starrfield, J. Liebert og RF Green, pp. 377-381 i White Dwarfs and Variable Degener Stars , IAU Colloquium # 53, red. HM van Horn og V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979.
  21. A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables , Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585 , # 2 (March 2003), s.  975-982 .
  22. En ustabilitetsmekanisme for GW Vir-variabler , AN Cox, s.  786 , American Astronomical Society, 200. AAS Meeting, # 85.07, i Bulletin of the American Astronomical Society 34 (mai 2002).
  23. Nye nonadiabatic pulsasjonsberegninger på fullstendige PG 1159 evolusjonære modeller: den teoretiske GW Virginis ustabilitetsstripen revisited , AH Córsico, LG Althaus og MM Miller Bertolami, Astronomy and Astrophysics 458 , # 1 (October 2006), s.  259-267 .
  24. Hvite dvergstjerner med karbonatmosfærer, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine og N. Behara, Nature 450 , # 7169 (november 2007), s.  522–524 , Bibcode  : 2007Natur.450..522D , DOI : 10.1038 / nature06318

Se også

Eksterne lenker og bibliografi

Siden denne artikkelen er basert på en oversettelse fra den engelske Wikipedia, er referansene nedenfor på engelsk.