Pulzující bílý trpaslík

Pulzující bílí trpaslíci  jsou jedním typem pulzujících proměnných hvězd . Svítivost těchto bílých trpaslíků se mění kvůli jejich neradiálním pulzacím způsobeným gravitačními vlnami (nikoli gravitačními vlnami !) [1] . Tyto hvězdy mají malé (1% - 30%) změny ve svítivosti , které jsou získány jako výsledek superpozice několika oscilací s periodami od stovek do tisíců sekund. Tyto pulsace jsou předmětem zájmu asteroseismologie a poskytují informace o vnitřní struktuře bílých trpaslíků [2] .

Známí pulsující bílí trpaslíci jsou rozděleni do následujících typů:

Hvězdy DAV

První výpočty naznačovaly, že bílí trpaslíci by měli pulzovat s periodou asi 10 sekund, ale pátrání v 60. letech minulého století byla neúspěšná [4] , § 7.1.1; [10] . První variabilita bílého trpaslíka byla pozorována na HL Taurus 76 ; v roce 1965 a v roce 1966 Arlo U. Landolt změřil, že jeho pulsace měly periodu asi 12,5 minuty [11] . Důvod, proč se období ukázalo být delší, než se předpokládalo, je ten, že variabilita HL Taurus 76, stejně jako u jiných pulzujících bílých trpaslíků, vzniká z neradiálních pulzací [4] , § 7 . V roce 1970 byl nalezen další bílý trpaslík Ross 548, který stejný jako HL Tauri 76 [12] a v roce 1972 dostal označení ZZ Ceti [13] . Hvězdy typu ZZ Ceti jsou celou třídou pulsujících proměnných bílých trpaslíků, jejichž atmosféře dominuje vodík (hvězdy DAV) [4] , str. 891,895 . Tyto hvězdy mají periody od 30 sekund do 25 minut a jsou v poměrně úzkém rozmezí efektivních teplot : od asi 11 100 K do 12 500 K [14] . Rychlost změny periody pulsací způsobených gravitačními vlnami u hvězd ZZ Ceti je přímo úměrná době ochlazování bílých trpaslíků typu DA, což zase může poskytnout nástroj pro nezávislé měření stáří galaxie . disk [15] .

DBV hvězdy

V roce 1982 výpočty DE Wingeta a jeho kolegů naznačovaly, že bílí trpaslíci typu DB s heliovou atmosférou a povrchovou teplotou asi 19 000 K by také měli pulzovat [16] , s. L67. . Winget hledal takové hvězdy a zjistil, že GD 358 má variabilitu typu DBV [17] . Toto byla první předpověď třídy proměnných hvězd před jejich pozorováním [18] , str. 89 . V roce 1985 byla tato hvězda označena jako V777 Hercules a podle svého názvu se tato třída proměnných hvězd nazývá také hvězdy typu V777 Hercules [19] ; [5] , str. 3525 . Mají efektivní povrchovou teplotu asi 25 000 K [4] , str. 895 .

Hvězdy jako GW Virgo

Třetí známá třída pulsujících proměnných bílých trpaslíků se nazývá hvězdy Virgo GW a někdy se dělí na hvězdy DOV a PNNV. Jejich prototypem je PG 1159-035 [6] , § 1.1 ; také tato hvězda je prototypem širší třídy ne nutně proměnných hvězd - hvězd jako PG 1159 . Proměnnost byla u této hvězdy poprvé pozorována v roce 1979 [20] , v roce 1985 získala označení GW Virgo [19] , což dalo jméno nové třídě proměnných hvězd. Tyto hvězdy nejsou, přísně vzato, bílí trpaslíci, ale spíše jsou to hvězdy, které leží mezi asymptotickou obří větví a oblastí bílého trpaslíka na Hertzsprung-Russellově diagramu . Mohou se nazývat protobílí trpaslíci nebo předbílí trpaslíci [6] , § 1.1; [8] . Jedná se o horké hvězdy s povrchovými teplotami v rozmezí od 75 000 K do 200 000 K a atmosférou, v níž dominuje helium, uhlík a kyslík. Mohou mít relativně nízkou povrchovou gravitaci (log g  ≤ 6,5) [6] , tabulka 1 . Předpokládá se, že tyto hvězdy nakonec vychladnou a stanou se z nich bílí trpaslíci typu DO [6] , § 1.1 .

Periody vibračních módů hvězd typu GW Virgo se pohybují od 300 do 5000 sekund [6] , tabulka 1 . Pulsace hvězd GW Virgo byly poprvé studovány v 80. letech 20. století [ 21] , ale od té doby zůstaly nevysvětlené [22] . Od počátku se předpokládalo, že excitace jsou způsobeny takzvaným mechanismem κ , zahrnujícím ionizaci uhlíku a kyslíku v obálce hvězdy pod fotosférou , ale předpokládalo se, že tento mechanismus by nefungoval, pokud by bylo ve hvězdách přítomno helium. obálka. Nyní se však ukazuje, že nestabilita může existovat i v přítomnosti helia [23] , § 1 .

DQV hvězdy

Patrick Dufour, James Liebert a jejich spolupracovníci nedávno objevili novou třídu bílých trpaslíků spektrálního typu DQ a atmosféru s převahou horkého uhlíku [24] . Teoreticky by takoví bílí trpaslíci měli pulzovat při teplotách, kdy je jejich atmosféra částečně ionizována. Pozorování provedená na McDonald Observatory naznačují, že SDSS J142625.71 +575218.3 je takový bílý trpaslík, a pokud ano, byl by prvním členem nové třídy DQV pulzujících bílých trpaslíků. Je však možné, že tento bílý trpaslík je součástí binárního systému s akrečním uhlíkovo-kyslíkovým diskem [9] .

Poznámky

  1. ↑ Na rozdíl od gravitačních vln vznikají gravitační vlny interakcí nebo vzájemným vlivem dvou prostředí s různou hustotou. Na Zemi se mohou gravitační vlny vyskytovat na hranici „ oceán – atmosféra “ .
  2. ↑ Asteroseismologie hvězd bílých trpaslíků Archivováno 29. června 2012. , DE Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10 , #49 (14. prosince 1998), str. 11247–11261. doi : 10.1088/0953-8984/10/49/014 . (Angličtina)
  3. ↑ 1 2 3 Typy proměnlivosti GCVS Archivováno 18. března 2012. , NN Samus, Moscow Inst. Astron., OV Durlevich Sternberg Astron. Inst., Moskva 12. února 2009  (anglicky)
  4. ↑ 1 2 3 4 5 Fyzika bílých trpaslíků Archivováno 21. října 2017 na Wayback Machine , D. Koester a G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837–915. (Angličtina)
  5. ↑ 1 2 Bílí trpaslíci, Gilles Fontaine a François Wesemael, v Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , ed. Paul Murdin, Bristol a Philadelphia: Institute of Physics Publishing a Londýn, New York a Tokio: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8 . (Angličtina)
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Mapování domén nestability hvězd GW Vir v diagramu efektivní teploty a povrchové gravitace Archivováno 27. prosince 2007 ve Wayback Machine , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P. ., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219–248. (Angličtina)
  7. ↑ § 1, Detekce neradiálních pulsací v g-módu v nově objevené hvězdě PG 1159 HE 1429-1209 Archivováno 26. února 2008 na Wayback Machine , T. Nagel a K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), . L45–L48. (Angličtina)
  8. ↑ 1 2 The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip Archived 6. listopadu 2017 na Wayback Machine , MS O'Brien, Astrophysical Journal 532 , #2 (duben 2000), pp. 1078–1088. (Angličtina)
  9. ↑ 1 2 SDSS J142625.71+575218.3: Prototype for a New Class of Variable White Dwarf, MH Montgomery et al., Astrophysical Journal 678 , #1 (květen 2008), pp. L51–L54, doi : 10.1086/588286 . (Angličtina)
  10. ↑ Hvězdné oscilace s ultrakrátkou periodou. I. Výsledky z White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273 a Scorpius XR-1 Archivováno 25. října 2017 na Wayback Machine , George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker a James E. Hesser, Astrophysical Journal 148 , #3 (červen 1967), str. L161–L163. (Angličtina)
  11. ↑ Nová krátkodobá modrá proměnná archivovaná 13. října 2007 ve Wayback Machine , Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153 , #1 (červenec 1968), str. 151–164. (Angličtina)
  12. ↑ Vysokofrekvenční hvězdné oscilace. VI. R548, Periodically Variable White Dwarf , Barry M. Lasker a James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (únor 1971), str. L89-L93. (Angličtina)
  13. ↑ 58. jmenný seznam proměnných hvězd , BV Kukarkin, PN Kholopov, NP Kukarkina, NB Perova, Informační bulletin o proměnných hvězdách , #717, 21. září 1972  .
  14. ↑ Bergeron, P.; Fontaine, G. O čistotě pásu nestability ZZ Ceti: Objev více pulzujících bílých trpaslíků DA na základě optické spektroskopie . The Astrophysical Journal. Archivováno z originálu 20. června 2012.  (Angličtina)
  15. ↑ Kepler, SO; G. Vauclair, RE Nather, DE Winget a EL Robinson. G117-B15A – Jak se vyvíjí? . Bílí trpaslíci; Proceedings of IAU Colloquium 114th, Hanover, NH, Aug. 15-19, 1988 (A90-32719 13-90) . Berlín a New York: Springer-Verlag (1989). Archivováno z originálu 20. června 2012.  (Angličtina)
  16. ↑ Vodíkový pohon a modrý okraj kompozičně stratifikovaných hvězdných modelů ZZ Ceti , DE Winget, HM van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, CJ Hansen a BW Carroll, Astrophysical Journal 252 (15. ledna 1982), str. L65-L68. (Angličtina)
  17. ↑ Fotometrická pozorování GD 358: DB bílí trpaslíci pulsují , DE Winget, EL Robinson, RD Nather a G. Fontaine, Astrophysical Journal 262 (1. listopadu 1982), str. L11-L15. (Angličtina)
  18. ↑ White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, in Stellar Remnants , SD Kawaler, I. Novikov a G. Srinivasan, editovali Georges Meynet a Daniel Schaerer, Berlin: Springer, 1997. Poznámky k přednáškám pro pokročilý kurz Saas-Fee číslo 25 ISBN  3-540-61520-2 . (Angličtina)
  19. ↑ 1 2 67. jmenný seznam proměnných hvězd , PN Kholopov, NN Samus, EV Kazarovets a NB Perova, Informační bulletin o proměnných hvězdách , #2681, 8. března 1985  .
  20. ↑ PG1159-035: Nový, horký, non-DA pulzující degenerát, JT McGraw, SG Starrfield, J. Liebert a RF Green, pp. 377–381 v White Dwarfs and Variable Degenerate Stars , IAU Colloquium #53, ed. HM van Horn a V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979  .
  21. ↑ A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables , Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585 , #2 (březen 2003), str. 975–982. (Angličtina)
  22. ↑ Mechanismus nestability pro proměnné GW Vir , AN Cox, str. 786, American Astronomical Society, 200th AAS Meeting, #85.07, Bulletin of the American Astronomical Society 34 (květen 2002). (Angličtina)
  23. ↑ Nové neadiabatické pulsační výpočty na úplných evolučních modelech PG 1159: teoretický pás nestability GW Virginis revisited , AH Córsico, LG Althaus a MM Miller Bertolami, Astronomy and Astrophysics 458 , #1 (říjen 2006), str. 259–267. (Angličtina)
  24. ↑ Bílí trpaslíci s uhlíkovou atmosférou, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine a N. Behara, Nature 450 , #7169 (listopad 2007), str. 522–524, doi : 10.1038 / nature06318 
 proměnné hvězdy
Sopečný
Pulzující
rotující
Kataklyzmatické
zákrytové dvojhvězdy
Seznamy
Kategorie: Proměnné hvězdy