Pulzující bílý trpaslík - Pulsating white dwarf

„V777 Herculis hvězda“ přeadresuje tady. Pro hvězdu viz GD 358.

A pulzující bílý trpaslík je bílý trpaslík hvězda jehož zářivost liší se kvůli neradiálnosti gravitační vlna pulzace v sobě. Mezi známé typy pulzujících bílých trpaslíků patří DAVnebo ZZ Ceti, hvězdy, s vodík -dominované atmosféry a spektrální typ DA;[1] DBVnebo V777 ji, hvězdy, s hélium -dominované atmosféry a spektrální typ DB;[2] a GW Vir hvězdy s atmosférou ovládanou heliem, uhlík, a kyslík a spektrální typ PG 1159. (Někteří autoři do třídy hvězd GW Vir zařazují také hvězdy jiné než PG 1159.) Hvězdy GW Vir lze dále rozdělit na DOV a PNNV hvězdy;[3][4] nejsou to, přísně vzato, bílí trpaslíci, ale předbělí trpaslíci které ještě nedosáhly oblasti bílých trpaslíků na Hertzsprung-Russellův diagram.[5][6] Podtyp DQV hvězdy, s uhlík - byla také navržena dominovaná atmosféra,[7] a v květnu 2012 první extrémně nízká hmotnostní proměnná (ELMV) byl hlášen bílý trpaslík.[8]

Všechny tyto proměnné vykazují malé (1% –30%) odchylky světelného výkonu, vyplývající ze superpozice vibračních režimů s periodami stovek až tisíců sekund. Pozorování těchto variací dává asteroseismologický důkazy o interiérech bílých trpaslíků.[9]

Druhy pulzujícího bílého trpaslíka[4][7][8][10]
DAV (GCVS: ZZA)DA spektrální typ, které mají pouze vodík absorpční linie ve svém spektru
DBV (GCVS: ZZB)DB spektrální typ, pouze s hélium absorpční linie ve svém spektru
GW Vir (GCVS: ZZO)Atmosféra většinou C, He a O;
lze rozdělit na DOV a PNNV hvězdy
DQVDQ spektrální typ; horký, uhlík -dominovaná atmosféra
ELMVDA spektrální typ;

DAV hvězdy

První výpočty naznačovaly, že by se bílí trpaslíci měli lišit s periodami kolem 10 sekund, ale hledání v šedesátých letech to nepozorovalo.[11][12] První nalezený variabilní bílý trpaslík byl HL Tau 76; v letech 1965 a 1966, Arlo U. Landolt pozoroval, že se mění s obdobím přibližně 12,5 minut.[13] Důvodem tohoto období, které je delší, než se předpokládalo, je to, že variabilita HL Tau 76, stejně jako variabilita ostatních známých pulzujících variabilních bílých trpaslíků, vychází z neradiálních gravitační vlna pulzace.[14] V roce 1970 další bílý trpaslík Ross 548, bylo zjištěno, že mají stejný typ variability jako HL Tau 76;[15] v roce 1972 dostal proměnná hvězda označení ZZ Ceti.[16] Název ZZ Ceti také odkazuje na tuto třídu pulzujících variabilních bílých trpaslíků, která, protože se skládá z bílých trpaslíků s vodíkovou atmosférou, se také nazývá DAV.[17] Tyto hvězdy mají období mezi 30 sekundami a 25 minutami a nacházejí se v poměrně úzkém rozmezí efektivní teploty mezi asi 12 500 a 11 100 K..[18] Měření rychlosti změny období s časem pro gravitační vlna pulzace ve hvězdách ZZ Ceti je přímým měřením doby chlazení pro a DA bílý trpaslík, což může poskytnout nezávislé měření věku uživatele galaktický disk.[19]

Hvězdy DBV

V roce 1982 výpočty Don Winget a jeho spolupracovníci navrhli, že by měli pulzovat také bílí trpaslíci s heliovou atmosférou s povrchovými teplotami kolem 19 000 K.[20] Winget pak takové hvězdy hledal a našel to GD 358 byla proměnná DB, nebo DBV, bílý trpaslík.[21] Toto byla první předpověď třídy proměnných hvězd před jejich pozorováním.[22] V roce 1985 dostala tato hvězda označení V777 ji, což je také jiný název pro tuto třídu proměnných hvězd.[2][23] Tyto hvězdy mají efektivní teploty kolem 25 000 K.[24]

Hvězdy GW Vir

Třetí známá třída pulzujících variabilních bílých trpaslíků je GW Vir hvězdy, někdy rozdělené na DOV a PNNV hvězdy. Jejich prototyp je PG 1159-035.[5] Tato hvězda (také prototyp pro třídu PG 1159 hvězd ) bylo pozorováno, že se mění v roce 1979,[25] a dostalo označení proměnné hvězdy GW Vir v roce 1985,[23] pojmenování třídy. Tyto hvězdy nejsou, přísně vzato, bílí trpaslíci; spíše jsou to hvězdy, které jsou v poloze na Hertzsprung-Russellův diagram mezi asymptotická obří větev a oblast bílých trpaslíků. Mohou být voláni předbělí trpaslíci.[5][6] Jsou horké, s povrchové teploty mezi 75 000 K a 200 000 K a mají atmosféru ovládanou hélium, uhlík, a kyslík. Mohou mít relativně nízkou povrchovou gravitaci (log G ≤ 6.5.)[26] Předpokládá se, že tyto hvězdy nakonec vychladnou a stanou se DO bílými trpaslíky.[5]

Období vibrační režimy hvězd GW Vir se pohybuje od asi 300 do asi 5 000 sekundy.[26] Jak jsou pulzovány excitace hvězd GW Vir, bylo poprvé studováno v 80. letech[27] ale zůstával matoucí téměř dvacet let.[28] Od počátku se předpokládalo, že budicí mechanismus je způsoben tzv κ-mechanismus spojené s ionizovaným uhlík a kyslík v obálce pod fotosférou, ale předpokládalo se, že tento mechanismus nebude fungovat, pokud bude v obálce hélium. Nyní se však ukazuje, že nestabilita může existovat i za přítomnosti helia.[29]

DQV hvězdy

Patrick Dufour, James Liebert a jejich spolupracovníci nedávno objevili novou třídu bílých trpaslíků se spektrálním typem DQ a horkou atmosférou ovládanou uhlíkem.[30] Teoreticky by tito bílí trpaslíci měli pulzovat při teplotách, kdy je jejich atmosféra částečně ionizovaná. Vyjádření učiněná na McDonaldova observatoř navrhuji, aby SDSS J142625.71 + 575218.3 je takový bílý trpaslík; pokud ano, byl by prvním členem nového, DQVtřída pulzujících bílých trpaslíků. Je však také možné, že se jedná o bílého trpaslíka binární systém s uhlík -kyslík akreční disk.[7]

Viz také

Poznámky

  1. ^ Koester a Chanmugam 1990, str. 891–895.
  2. ^ A b Murdin, Paul, ed. (2001). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bristol: Nature Publishing Group. str. 3525. ISBN  978-0-333-75088-9.
  3. ^ Nagel, T .; Werner, K. (1. listopadu 2004). „Detekce neradiálních pulzací v g-módu v nově objevené hvězdě PG 1159 HE 1429-1209“. Astronomie a astrofyzika. 426 (2): L45 – L48. arXiv:astro-ph / 0409243. Bibcode:2004A & A ... 426L..45N. doi:10.1051/0004-6361:200400079. ISSN  0004-6361. S2CID  9481357. §1.
  4. ^ A b Quirion, Fontaine & Brassard 2007, §1.1, 1.2.
  5. ^ A b C d Quirion, Fontaine & Brassard 2007, §1.1.
  6. ^ A b O'Brien, M. S. (1. dubna 2000). "Rozsah a příčina Pre-White Dwarf Nestability Strip". Astrofyzikální deník. 532 (2): 1078–1088. arXiv:astro-ph / 9910495. Bibcode:2000ApJ ... 532.1078O. doi:10.1086/308613. ISSN  0004-637X. S2CID  115958740.
  7. ^ A b C Montgomery, M. H .; Williams, Kurtis A .; Winget, D. E.; Dufour, Patrick; DeGennaro, Steven; Liebert, James (2008). „SDSS J142625.71 + 575218.3: Prototyp pro novou třídu variabilního bílého trpaslíka“. The Astrophysical Journal Letters. 678 (1): L51. arXiv:0803.2646. Bibcode:2008ApJ ... 678L..51M. doi:10.1086/588286. ISSN  1538-4357. S2CID  15385909.
  8. ^ A b Hermes, J. J .; Montgomery, M. H .; Winget, D. E.; Brown, Warren R .; Kilic, Mukremin; Kenyon, Scott J. (1. května 2012). „SDSS J184037.78 + 642312.3: První pulzující bílý trpaslík s extrémně nízkou hmotností“. The Astrophysical Journal Letters. 750 (2): L28. arXiv:1204.1338. Bibcode:2012ApJ ... 750L..28H. doi:10.1088 / 2041-8205 / 750/2 / L28. ISSN  0004-637X. S2CID  119188878.
  9. ^ Winget, D. E. (1998). "Asteroseismologie bílých trpasličích hvězd". Journal of Physics: Condensed Matter. 10 (49): 11247–11261. Bibcode:1998JPCM ... 1011247W. doi:10.1088/0953-8984/10/49/014. ISSN  0953-8984.
  10. ^ Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables. "Proměnné ZZ Ceti". Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Archivovány od originál dne 2007-02-05. Citováno 2007-06-06.
  11. ^ Koester a Chanmugam 1990, § 7.1.1.
  12. ^ Lawrence, George M .; Ostriker, Jeremiah P .; Hesser, James E. (1. června 1967). „Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Výsledky z bílých trpaslíků, Old Novae, centrálních hvězd planetárních mlhovin, 3c 273 a Scorpius XR-1“. The Astrophysical Journal Letters. 148: L161 – L163. Bibcode:1967ApJ ... 148L.161L. doi:10.1086/180037. ISSN  0004-637X.
  13. ^ Landolt, Arlo U. (1. července 1968). "Nová krátkodobá modrá proměnná". Astrofyzikální deník. 153: 151–164. Bibcode:1968ApJ ... 153..151L. doi:10.1086/149645. ISSN  0004-637X.
  14. ^ Koester a Chanmugam 1990, § 7.
  15. ^ Lasker, Barry M .; Hesser, James E. (1. února 1971). „High-Frequency Stellar Oscillations.VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf“. The Astrophysical Journal Letters. 163: L89 – L93. Bibcode:1971ApJ ... 163L..89L. doi:10.1086/180673. ISSN  0004-637X.
  16. ^ Kukarkin, B. V .; Kholopov, P. N .; Kukarkina, N. P .; Perova, N. B. (1. září 1972). „58. jmenný seznam proměnných hvězd“. Informační bulletin o proměnných hvězdách. 717: 1. Bibcode:1972IBVS..717 .... 1K. ISSN  0374-0676.
  17. ^ Koester a Chanmugam 1990, str. 891, 895.
  18. ^ Bergeron, P .; Fontaine, G .; Billères, M .; Boudreault, S .; Green, E. M. (2004). „O čistotě pásu nestability ZZ Ceti: Objev více pulzujících bílých trpaslíků DA na základě optické spektroskopie“. Astrofyzikální deník. 600 (1): 404–8. arXiv:astro-ph / 0309483. Bibcode:2004ApJ ... 600..404B. doi:10.1086/379808. ISSN  0004-637X. S2CID  16636294.
  19. ^ Kepler, S.O .; Vauclair, G .; R.E .; Winget, D. E.; Robinson, E. L. (1989). G117-B15A - Jak se vyvíjí?. IAU Colloq. 114: Bílé trpaslíky. 328. str. 341–345. doi:10.1007/3-540-51031-1_344.
  20. ^ Winget, D. E.; van Horn, H. M .; Tassoul, M .; Fontaine, G .; Hansen, C. J .; Carroll, B. W. (1. ledna 1982). „Vodíková jízda a modrá hrana kompozičně stratifikovaných hvězdných modelů ZZ Ceti“. The Astrophysical Journal Letters. 252: L67. Bibcode:1982ApJ ... 252L..65W. doi:10.1086/183721. ISSN  0004-637X.
  21. ^ Winget, D. E.; Robinson, E. L .; R. D .; Fontaine, G. (1. listopadu 1982). "Fotometrická pozorování bílých trpaslíků GD 358 - DB pulzují". The Astrophysical Journal Letters. 262: L11 – L15. Bibcode:1982ApJ ... 262L..11W. doi:10.1086/183902. ISSN  0004-637X.
  22. ^ Kawaler, Steven D .; Novikov, I.D .; Srinivasan, G. (1997). Meynet, G .; Schaerer (eds.). Hvězdné zbytky. Kurz Saas-Fee pro pokročilé 25 skript. Berlín: Springer. str. 89. ISBN  978-3-540-61520-0. Poznámky k přednášce pro kurz Saas-Fee pro pokročilé číslo 25.
  23. ^ A b Kholopov, P. N .; Samus, N. N .; Kazarovets, E. V .; Perova, N. B. (1. března 1985). „67. jmenný seznam proměnných hvězd“. Informační bulletin o proměnných hvězdách. 2681: 1. Bibcode:1985IBVS.2681 .... 1K. ISSN  0374-0676.
  24. ^ Koester a Chanmugam 1990, str. 895.
  25. ^ McGraw, J. T .; Liebert, J .; Starrfield, S. G .; Green, R. (1979). PG1159-035: Nový, horký, non-DA pulzující degenerovaný. IAU Colloq. 53: Bílé trpaslíky a hvězdy s proměnlivou degenerací. 377–381. Bibcode:1979wdvd.coll..377M.
  26. ^ A b Quirion, Fontaine & Brassard 2007, Stůl 1.
  27. ^ Cox, Arthur N. (1. března 2003). „Pulzační mechanismus pro proměnné GW Virginis“. Astrofyzikální deník. 585 (2): 975–982. Bibcode:2003ApJ ... 585..975C. doi:10.1086/346228. ISSN  0004-637X.
  28. ^ Cox, A. N. (1. května 2002). Mechanismus nestability pro proměnné viru GW. Bulletin of American Astronomical Society. 200. str. 85,07. Bibcode:2002AAS ... 200.8507C.
  29. ^ Córsico, A. H .; Althaus, L. G .; Miller Bertolami, M. M. (1. října 2006). „Nové neadiabatické výpočty pulzace na plných evolučních modelech PG 1159: znovu se objevil teoretický proužek nestability GW Virginis“. Astronomie a astrofyzika. 458 (1): 259–267. arXiv:astro-ph / 0607012. Bibcode:2006A & A ... 458..259C. doi:10.1051/0004-6361:20065423. ISSN  0004-6361. S2CID  16700443. §1.
  30. ^ Dufour, P .; Liebert, J .; Fontaine, G .; Behara, N. (listopad 2007). "Bílé trpasličí hvězdy s uhlíkovou atmosférou". Příroda. 450 (7169): 522–524. arXiv:0711.3227. Bibcode:2007 Natur.450..522D. doi:10.1038 / nature06318. ISSN  0028-0836. PMID  18033290. S2CID  4398697.

Reference

Externí odkazy a další čtení