Pulserande vit dvärg

Pulserande vita dvärgar  är en typ av pulserande variabla stjärnor . Ljusstyrkan hos dessa vita dvärgar varierar på grund av deras icke-radiella pulseringar orsakade av gravitationsvågor (inte gravitationsvågor !) [1] . Dessa stjärnor har små (1% - 30%) förändringar i ljusstyrka , som erhålls som ett resultat av överlagringen av flera svängningar med perioder från hundratals till tusentals sekunder. Dessa pulsationer är av intresse för asteroseismologi och ger information om vita dvärgars inre struktur [2] .

Kända pulserande vita dvärgar är indelade i följande typer:

DAV stjärnor

Tidiga beräkningar tydde på att vita dvärgar skulle pulsera med en period av cirka 10 sekunder, men sökningar på 1960 -talet var misslyckade [4] , § 7.1.1; [10] . Den första vita dvärgvariabiliteten sågs vid HL Taurus 76 ; 1965 och 1966 mätte Arlo U. Landolt att dess pulsationer hade en period på cirka 12,5 minuter [11] . Anledningen till att perioden visade sig vara längre än förutspått är att variationen hos HL Taurus 76, liksom andra pulserande vita dvärgar, uppstår från icke-radiella pulsationer [4] , § 7 . 1970 visade sig annan vit dvärg, Ross 548, samma av variation som HL Tauri 76 [12] och fick beteckningen ZZ Ceti [13 ] 1972 . Stjärnor av typen ZZ Ceti är hela klassen av pulserande variabla vita dvärgar vars atmosfär domineras av väte (DAV-stjärnor) [4] , s. 891, 895 . Dessa stjärnor har perioder från 30 sekunder till 25 minuter och befinner sig i ett ganska snävt område av effektiva temperaturer : från cirka 11 100 K till 12 500 K [14] . Förändringshastigheten i pulsationsperioden orsakad av gravitationsvågor i ZZ Ceti-stjärnor är direkt proportionell mot kylningstiden för vita dvärgar av DA-typ, vilket i sin tur kan ge ett verktyg för oberoende mätning av galaktens ålder disk [15] .

DBV stjärnor

År 1982 antydde beräkningar av DE Winget och hans kollegor att vita dvärgar av DB-typ med en heliumatmosfär och en yttemperatur på cirka 19 000 K också skulle pulsera [16] , sid. L67. . Winget sökte efter sådana stjärnor och fann att GD 358 hade DBV-typvariabilitet [17] . Detta var den första förutsägelsen av en klass av variabla stjärnor innan de observerades [18] , sid. 89. . 1985 betecknades denna stjärna som V777 Hercules , och med sitt namn kallas denna klass av variabla stjärnor även stjärnor av typen V777 Hercules [19] ; [5] , sid. 3525 . De har en effektiv yttemperatur på cirka 25 000 K [4] , sid. 895. .

Stjärnor som GW Virgo

Den tredje kända klassen av pulserande variabla vita dvärgar kallas Virgo GW-stjärnor och delas ibland in i DOV- och PNNV-stjärnor. Deras prototyp är PG 1159-035 [6] , § 1.1 ; även denna stjärna är prototypen för en bredare klass av inte nödvändigtvis variabla stjärnor - stjärnor som PG 1159 . Variabilitet observerades först för denna stjärna 1979 [20] , och 1985 fick den beteckningen GW Virgo [19] , vilket gav namnet till en ny klass av variabla stjärnor. Dessa stjärnor är strängt taget inte vita dvärgar, utan de är snarare stjärnor som ligger mellan den asymptotiska jättegrenen och den vita dvärgregionen på Hertzsprung-Russell-diagrammet . De kan kallas proto-vita dvärgar eller pre-vita dvärgar [6] , § 1.1; [8] . Dessa är heta stjärnor med yttemperaturer från 75 000 K till 200 000 K och en atmosfär som domineras av helium, kol och syre. De kan ha relativt låg yttyngdkraft (log g  ≤ 6,5) [6] , tabell 1 . Man tror att dessa stjärnor så småningom kommer att svalna och bli vita dvärgar av DO-typ [6] , § 1.1 .

Perioderna av vibrationslägen för stjärnor av GW Virgo-typ sträcker sig från 300 till 5000 sekunder [6] , Tabell 1 . Pulseringen av GW Virgo-stjärnor studerades först på 1980 -talet [21] , men har förblivit oförklarade sedan dess [22] . Excitationerna ansågs från början orsakas av en så kallad κ-mekanism , som involverade jonisering av kol och syre i stjärnans hölje under fotosfären , men man trodde att denna mekanism inte skulle fungera om helium fanns i kuvertet. Det visar sig dock nu att instabilitet kan förekomma även i närvaro av helium [23] , § 1 .

DQV stjärnor

En ny klass av vita dvärgar, av spektral typ DQ och en varm koldominerad atmosfär, upptäcktes nyligen av Patrick Dufour, James Liebert och deras medarbetare [24] . Teoretiskt sett bör sådana vita dvärgar pulsera vid temperaturer där deras atmosfär är delvis joniserad. Observationer gjorda vid McDonald Observatory har föreslagit att SDSS J142625.71 +575218.3 är en sådan vit dvärg, och i så fall skulle den vara den första medlemmen i en ny DQV-klass av pulserande vita dvärgar. Det är dock möjligt att denna vita dvärg är en del av ett binärt system med en ackretionär kol-syreskiva [9] .

Anteckningar

  1. ↑ Till skillnad från gravitationsvågor uppstår gravitationsvågor från interaktion eller ömsesidig påverkan av två medier med olika densitet. På jorden kan gravitationsvågor förekomma vid gränsen " hav - atmosfär " .
  2. ↑ Asteroseismology of white dwarf stars Arkiverad 29 juni 2012. , DE Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10 , #49 (14 december 1998), s. 11247–11261. doi : 10.1088/0953-8984/10/49/014 . (Engelsk)
  3. ↑ 1 2 3 GCVS Variabilitetstyper Arkiverad 18 mars 2012. , NN Samus, Moscow Inst. Astron., OV Durlevich Sternberg Astron. Inst., Moskva 12-feb-2009  (engelska)
  4. ↑ 1 2 3 4 5 Physics of White dwarf stars Arkiverad 21 oktober 2017 på Wayback Machine , D. Koester och G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), s. 837–915. (Engelsk)
  5. ↑ 1 2 Vita dvärgar, Gilles Fontaine och François Wesemael, i Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , red. Paul Murdin, Bristol och Philadelphia: Institute of Physics Publishing och London, New York och Tokyo: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8 . (Engelsk)
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Kartlägga instabilitetsdomänerna för GW Vir-stjärnor i gravitationsdiagrammet för effektiv temperatur-yta arkiverad 27 december 2007 på Wayback Machine , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P ., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), s. 219–248. (Engelsk)
  7. ↑ § 1, Detektion av icke-radial g-mode pulsationer i den nyupptäckta PG 1159 stjärnan HE 1429-1209 Arkiverad 26 februari 2008 på Wayback Machine , T. Nagel och K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. . L45–L48. (Engelsk)
  8. ↑ 1 2 The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip Arkiverad 6 november 2017 på Wayback Machine , MS O'Brien, Astrophysical Journal 532 , #2 (april 2000), s. 1078–1088. (Engelsk)
  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 (maj 2008), sid. L51–L54, doi : 10.1086/588286 . (Engelsk)
  10. ↑ Stjärnoscillationer med ultrakort period. I. Resultat från White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273 och Scorpius XR-1 Arkiverade 25 oktober 2017 på Wayback Machine , George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker och James E. Hesser, Astrophysical Journal 148 , #3 (juni 1967), s. L161–L163. (Engelsk)
  11. ↑ A New Short-Period Blue Variable Arkiverad 13 oktober 2007 på Wayback Machine , Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153 , #1 (juli 1968), s. 151–164. (Engelsk)
  12. ↑ Högfrekventa stjärnoscillationer. VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf , Barry M. Lasker och James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (februari 1971), s. L89-L93. (Engelsk)
  13. ↑ 58:e namnlistan över variabla stjärnor , BV Kukarkin, PN Kholopov, NP Kukarkina, NB Perova, Information Bulletin on Variable Stars , #717, 21 september 1972  .
  14. ↑ Bergeron, P.; Fontaine, G. Om renheten hos ZZ Ceti Instability Strip: Upptäckt av fler pulserande DA vita dvärgar på grundval av optisk spektroskopi . The Astrophysical Journal. Arkiverad från originalet den 20 juni 2012.  (Engelsk)
  15. ↑ Kepler, SO; G. Vauclair, RE Nather, DE Winget och EL Robinson. G117-B15A - Hur utvecklas det? . Vita dvärgar; Proceedings of IAU Colloquium 114th, Hannover, NH, aug. 15-19, 1988 (A90-32719 13-90) . Berlin och New York: Springer-Verlag (1989). Arkiverad från originalet den 20 juni 2012.  (Engelsk)
  16. ↑ Vätgasdrivning och den blå kanten på sammansatta stratifierade ZZ Ceti-stjärnmodeller , DE Winget, HM van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, CJ Hansen och BW Carroll, Astrophysical Journal 252 (15 januari 1982), s. L65-L68. (Engelsk)
  17. ↑ Fotometriska observationer av GD 358: DB vita dvärgar pulserar , DE Winget, EL Robinson, RD Nather och G. Fontaine, Astrophysical Journal 262 (1 november 1982), s. L11-L15. (Engelsk)
  18. ↑ White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, i Stellar remnants , SD Kawaler, I. Novikov och G. Srinivasan, redigerad av Georges Meynet och Daniel Schaerer, Berlin: Springer, 1997. Föreläsningsanteckningar för Saas-Fee avancerad kurs nummer 25 ISBN  3-540-61520-2 . (Engelsk)
  19. ↑ 1 2 The 67th Name-List of Variable Stars , PN Kholopov, NN Samus, EV Kazarovets och NB Perova, Information Bulletin on Variable Stars , #2681, 8 mars 1985  .
  20. ↑ PG1159-035: A new, hot, non-DA pulsating degenerate , JT McGraw, SG Starrfield, J. Liebert och RF Green, s. 377–381 i White Dwarfs and Variable Degenerate Stars , IAU Colloquium #53, ed. HM van Horn och V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979  .
  21. ↑ A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables , Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585 , #2 (mars 2003), pp. 975–982. (Engelsk)
  22. ↑ En instabilitetsmekanism för GW Vir-variabler , AN Cox, sid. 786, American Astronomical Society, 200:e AAS-mötet, #85.07, i Bulletin of the American Astronomical Society 34 (maj 2002). (Engelsk)
  23. ↑ Nya icke-diabatiska pulsationsberäkningar på kompletta PG 1159 evolutionära modeller: den teoretiska GW Virginis instabilitetsremsan återbesökt , AH Córsico, LG Althaus och MM Miller Bertolami, Astronomy and Astrophysics 458 , #1 (oktober 2006), pp. 259–267. (Engelsk)
  24. ↑ Vita dvärgstjärnor med kolatmosfärer, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine och N. Behara, Nature 450 , #7169 (november 2007), s. 522–524, doi : 10.1038 / nature06318 
 variabla stjärnor
Eruptiv
Pulserande
roterande
Katalysmisk
förmörkande binärer
Listor
Kategori: Variabla stjärnor