Pulserende hvid dværg

Pulserende hvide dværge  er en type pulserende variable stjerner . Lysstyrken af ​​disse hvide dværge varierer på grund af deres ikke-radiale pulseringer forårsaget af tyngdekraftsbølger (ikke tyngdekraftsbølger !) [1] . Disse stjerner har små (1% - 30%) ændringer i lysstyrke , som opnås som et resultat af overlejring af flere svingninger med perioder fra hundreder til tusindvis af sekunder. Disse pulsationer er af interesse for asteroseismologi og giver information om den indre struktur af hvide dværge [2] .

Kendte pulserende hvide dværge er opdelt i følgende typer:

DAV stjerner

Tidlige beregninger indikerede, at hvide dværge skulle pulsere med en periode på omkring 10 sekunder, men eftersøgninger i 1960'erne var mislykkede [4] , § 7.1.1; [10] . Den første hvide dværgvariabilitet blev set ved HL Taurus 76 ; i 1965 og i 1966 målte Arlo U. Landolt , at dens pulsationer havde en periode på omkring 12,5 minutter [11] . Grunden til, at perioden viste sig at være længere end forudsagt, er, at variabiliteten af ​​HL Taurus 76, ligesom andre pulserende hvide dværge, opstår fra ikke-radiale pulsationer [4] , § 7 . I 1970 blev en hvid dværg, Ross 548, fundet at samme variabilitet som HL Tauri 76 [12] og fik betegnelsen ZZ Ceti [13] i 1972 . Stjerner af typen ZZ Ceti er hele klassen af ​​pulserende variable hvide dværge, hvis atmosfære er domineret af brint (DAV-stjerner) [4] , s. 891, 895 . Disse stjerner har perioder fra 30 sekunder til 25 minutter og er i et ret snævert interval af effektive temperaturer : fra omkring 11.100 K til 12.500 K [14] . Ændringshastigheden i pulsationsperioden forårsaget af tyngdekraftsbølger i ZZ Ceti-stjerner er direkte proportional med afkølingstiden for hvide dværge af DA-typen, som igen kan give et værktøj til uafhængig måling af galaktikkens alder disk [15] .

DBV stjerner

I 1982 foreslog beregninger fra DE Winget og hans kolleger, at hvide dværge af DB-typen med en heliumatmosfære og en overfladetemperatur på omkring 19.000 K også skulle pulsere [16] , s. L67. . Winget søgte efter sådanne stjerner og fandt ud af, at GD 358 havde DBV-typevariabilitet [17] . Dette var den første forudsigelse af en klasse af variable stjerner før deres observation [18] , s. 89. . I 1985 blev denne stjerne betegnet som V777 Hercules , og ved sit navn kaldes denne klasse af variable stjerner også stjerner af typen V777 Hercules [19] ; [5] , s. 3525 . De har en effektiv overfladetemperatur på omkring 25.000 K [4] , s. 895. .

Stjerner som GW Jomfru

Den tredje kendte klasse af pulserende variable hvide dværge kaldes Jomfru GW-stjerner og er nogle gange underopdelt i DOV- og PNNV-stjerner. Deres prototype er PG 1159-035 [6] , § 1.1 ; også denne stjerne er prototypen på en bredere klasse af ikke nødvendigvis variable stjerner - stjerner som PG 1159 . Variabilitet blev første gang observeret for denne stjerne i 1979 [20] , og i 1985 fik den betegnelsen GW Jomfru [19] , hvilket gav navnet til en ny klasse af variable stjerner. Disse stjerner er strengt taget ikke hvide dværge, men derimod stjerner, der ligger mellem den asymptotiske kæmpegren og den hvide dværgregion på Hertzsprung-Russell-diagrammet . De kan kaldes proto-hvide dværge eller præ-hvide dværge [6] , § 1.1; [8] . Disse er varme stjerner med overfladetemperaturer fra 75.000 K til 200.000 K og en atmosfære domineret af helium, kulstof og ilt. De kan have relativt lav overfladetyngdekraft (log g  ≤ 6,5) [6] , Tabel 1 . Det menes, at disse stjerner med tiden vil køle ned og blive hvide dværge af DO-typen [6] , § 1.1 .

Perioderne med vibrationstilstande for stjerner af GW Jomfrutypen varierer fra 300 til 5000 sekunder [6] , tabel 1 . Pulsationen af ​​GW Jomfru-stjerner blev først undersøgt i 1980'erne [ 21] , men har været uforklarlige lige siden [22] . Excitationerne blev fra begyndelsen antaget at være forårsaget af en såkaldt κ-mekanisme , der involverede ionisering af kulstof og oxygen i stjernens hylster under fotosfæren , men man troede, at denne mekanisme ikke ville fungere, hvis helium var til stede i kuverten. Imidlertid ser det nu ud til, at ustabilitet kan eksistere selv i nærvær af helium [23] , § 1 .

DQV stjerner

En ny klasse af hvide dværge, af spektral type DQ og en varm kulstofdomineret atmosfære, blev for nylig opdaget af Patrick Dufour, James Liebert og deres samarbejdspartnere [24] . Teoretisk set bør sådanne hvide dværge pulsere ved temperaturer, hvor deres atmosfære er delvist ioniseret. Observationer foretaget ved McDonald Observatory har antydet, at SDSS J142625.71 +575218.3 er sådan en hvid dværg, og hvis det er tilfældet, ville det være det første medlem af en ny DQV-klasse af pulserende hvide dværge. Det er dog muligt, at denne hvide dværg er en del af et binært system med en akkretionær carbon-oxygen-skive [9] .

Noter

  1. ↑ I modsætning til gravitationsbølger opstår gravitationsbølger fra interaktion eller gensidig påvirkning af to medier med forskellige tætheder. På Jorden kan tyngdekraftsbølger forekomme ved " hav - atmosfære " -grænsen
  2. ↑ Asteroseismology of white dwarf stars Arkiveret 29. juni 2012. , DE Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10 , #49 (14. december 1998), pp. 11247-11261. doi : 10.1088/0953-8984/10/49/014 . (Engelsk)
  3. ↑ 1 2 3 GCVS Variabilitetstyper Arkiveret 18. marts 2012. , NN Samus, Moskva Inst. Astron., OV Durlevich Sternberg Astron. Inst., Moskva 12-feb-2009  (engelsk)
  4. ↑ 1 2 3 4 5 Physics of white dwarf stars Arkiveret 21. oktober 2017 på Wayback Machine , D. Koester og G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837-915. (Engelsk)
  5. ↑ 1 2 Hvide dværge, 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 . (Engelsk)
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Kortlægning af ustabilitetsdomænerne for GW Vir-stjerner i det effektive temperatur-overfladegravitationsdiagram Arkiveret 27. december 2007 på Wayback Machine , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P. ., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219-248. (Engelsk)
  7. ↑ § 1, Detektion af ikke-radiale g-mode pulsationer i den nyopdagede PG 1159 stjerne HE 1429-1209 Arkiveret 26. februar 2008 på Wayback Machine , T. Nagel og 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 Arkiveret 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), s. L51–L54, doi : 10.1086/588286 . (Engelsk)
  10. ↑ Stjernesvingninger i ultrakort periode. I. Resultater fra White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273 og Scorpius XR-1 Arkiveret 25. oktober 2017 på Wayback Machine , George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker og James E. Hesser, Astrophysical Journal 148 , #3 (juni 1967), s. L161-L163. (Engelsk)
  11. ↑ A New Short-Period Blue Variable Arkiveret 13. oktober 2007 på Wayback Machine , Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153 , #1 (juli 1968), s. 151-164. (Engelsk)
  12. ↑ Højfrekvente stjerneoscillationer. VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf , Barry M. Lasker og James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (februar 1971), pp. L89-L93. (Engelsk)
  13. ↑ 58. navneliste over variable stjerner , BV Kukarkin, PN Kholopov, NP Kukarkina, NB Perova, Information Bulletin on Variable Stars , #717, 21. september 1972  .
  14. ↑ Bergeron, P.; Fontaine, G. Om renheden af ​​ZZ Ceti Instability Strip: Opdagelse af flere pulserende DA hvide dværge på grundlag af optisk spektroskopi . The Astrophysical Journal. Arkiveret fra originalen den 20. juni 2012.  (Engelsk)
  15. ↑ Kepler, SO; G. Vauclair, RE Nather, DE Winget og EL Robinson. G117-B15A - Hvordan udvikler det sig? . Hvide dværge; Proceedings of IAU Colloquium 114th, Hannover, NH, aug. 15-19, 1988 (A90-32719 13-90) . Berlin og New York: Springer-Verlag (1989). Arkiveret fra originalen den 20. juni 2012.  (Engelsk)
  16. ↑ Hydrogen-drift og den blå kant af kompositorisk lagdelte ZZ Ceti-stjernemodeller , DE Winget, HM van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, CJ Hansen og BW Carroll, Astrophysical Journal 252 (15. januar 1982), pp. L65-L68. (Engelsk)
  17. ↑ Fotometriske observationer af GD 358: DB hvide dværge pulserer , DE Winget, EL Robinson, RD Nather og 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 og G. Srinivasan, redigeret af Georges Meynet og Daniel Schaerer, Berlin: Springer, 1997. Forelæsningsnoter til Saas-Fee avanceret kursus nummer 25 ISBN  3-540-61520-2 . (Engelsk)
  19. ↑ 1 2 Den 67. navneliste over variable stjerner , PN Kholopov, NN Samus, EV Kazarovets og NB Perova, Information Bulletin on Variable Stars , #2681, 8. marts 1985  .
  20. ↑ PG1159-035: A new, hot, non-DA pulsating degenerate , JT McGraw, SG Starrfield, J. Liebert, og RF Green, pp. 377–381 i White Dwarfs and Variable Degenerate 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 (marts 2003), pp. 975-982. (Engelsk)
  22. ↑ An Instability Mechanism for GW Vir Variables , AN Cox, s. 786, American Astronomical Society, 200th AAS Meeting, #85.07, i Bulletin of the American Astronomical Society 34 (maj 2002). (Engelsk)
  23. ↑ Nye ikke-diabatiske pulsationsberegninger på komplette PG 1159 evolutionære modeller: den teoretiske GW Virginis ustabilitetsstrimmel gensynet, AH Córsico, LG Althaus og MM Miller Bertolami, Astronomy and Astrophysics 458 , #1 (oktober 2006), pp. 259-267. (Engelsk)
  24. ↑ Hvide dværgstjerner med kulstofatmosfærer, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine og N. Behara, Nature 450 , #7169 (november 2007), s. 522–524, doi : 10.1038 / nature06318 
 variable stjerner
Eruptiv
Pulserende
roterende
Katalysmisk
formørkende binære filer
Lister
Kategori: Variable stjerner