Sykkivä valkoinen kääpiö

Sykkivät valkoiset kääpiöt  ovat eräänlaisia ​​sykkiviä muuttuvia tähtiä . Näiden valkoisten kääpiöiden kirkkaus vaihtelee painovoima- aaltojen (ei painovoimaaaltojen !) aiheuttaman ei-säteittäisen pulsaation vuoksi [1] . Näillä tähdillä on pieniä (1% - 30%) muutoksia valovoimassa , jotka saadaan useiden värähtelyjen superpositiosta, joiden jaksot vaihtelevat sadasta tuhanteen sekuntiin. Nämä pulsaatiot kiinnostavat asteroseismologiaa ja antavat tietoa valkoisten kääpiöiden sisäisestä rakenteesta [2] .

Tunnetut sykkivät valkoiset kääpiöt jaetaan seuraaviin tyyppeihin:

DAV-tähdet

Varhaiset laskelmat osoittivat, että valkoisten kääpiöiden pitäisi sykkiä noin 10 sekunnin jaksolla, mutta 1960-luvulla tehdyt haut epäonnistuivat [4] , § 7.1.1; [10] . Ensimmäinen valkoisen kääpiön vaihtelu nähtiin HL Taurus 76 :ssa ; vuonna 1965 ja 1966 Arlo U. Landolt mittasi, että sen sykkiminen kesti noin 12,5 minuuttia [11] . Syy siihen, että ajanjakso osoittautui ennustettua pidemmäksi, on se, että HL Taurus 76:n, kuten muidenkin sykkivien valkoisten kääpiöiden, vaihtelu johtuu ei-säteittäisistä sykkeistä [4] , § 7 . Vuonna 1970 toisella valkoisella kääpiöllä, Ross 548 havaittiin vaihtelu kuin HL Tauri 76:lla [ 12] , ja sille annettiin vuonna 1972 nimitys ZZ Ceti [13] . ZZ Ceti -tyypin tähdet ovat koko luokka sykkiviä vaihtelevia valkoisia kääpiöitä, joiden ilmakehää hallitsee vety (DAV-tähdet) [4] , s. 891, 895 . Näillä tähdillä on jaksot 30 sekunnista 25 minuuttiin, ja ne ovat melko kapealla tehollisten lämpötilojen alueella : noin 11 100 K - 12 500 K [14] . Painovoima-aaltojen aiheuttaman pulsaatiojakson muutosnopeus ZZ Ceti -tähdissä on suoraan verrannollinen DA-tyyppisten valkoisten kääpiöiden jäähtymisaikaan, mikä puolestaan ​​​​voi tarjota työkalun galaktisen iän itsenäiseen mittaamiseen. levy [15] .

DBV-tähdet

Vuonna 1982 DE Wingetin ja hänen kollegoidensa laskelmat ehdottivat, että DB-tyyppisten valkoisten kääpiöiden, joiden heliumilmakehä ja pintalämpötila on noin 19 000 K, tulisi myös sykkiä [16] , s. L67. . Winget etsi tällaisia ​​tähtiä ja havaitsi, että GD 358 : lla oli DBV-tyypin vaihtelua [17] . Tämä oli ensimmäinen ennuste muuttuvien tähtien luokasta ennen niiden havainnointia [18] , s. 89. . Vuonna 1985 tämä tähti nimettiin nimellä V777 Hercules , ja sen nimellä tätä muuttuvien tähtien luokkaa kutsutaan myös V777 Hercules -tyypin tähdiksi [19] ; [5] , s. 3525 . Niiden tehollinen pintalämpötila on noin 25 000 K [4] , s. 895. .

Tähdet kuten GW Virgo

Kolmatta tunnettua sykkivien vaihtelevien valkoisten kääpiöiden luokkaa kutsutaan Virgo GW -tähdiksi, ja se on joskus jaettu DOV- ja PNNV-tähdiksi. Niiden prototyyppi on PG 1159-035 [6] , § 1.1 ; myös tämä tähti on prototyyppi laajemmasta luokasta ei välttämättä muuttuvia tähtiä - tähtiä, kuten PG 1159 . Tämän tähden vaihtelua havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 1979 [20] , ja vuonna 1985 se sai nimen GW Virgo [19] , mikä antoi nimen uudelle muuttuvien tähtien luokalle. Nämä tähdet eivät ole varsinaisesti valkoisia kääpiöitä, vaan ne ovat tähtiä, jotka sijaitsevat asymptoottisen jättimäisen oksan ja valkoisen kääpiön alueen välissä Hertzsprung-Russell-kaaviossa . Niitä voidaan kutsua proto-valkoisiksi kääpiöiksi tai esivalkoisiksi kääpiöiksi [6] , § 1.1; [8] . Nämä ovat kuumia tähtiä, joiden pintalämpötilat vaihtelevat 75 000 K - 200 000 K ja ilmakehässä, jota hallitsevat helium, hiili ja happi. Niillä voi olla suhteellisen pieni pintapaino (log g  ≤ 6,5) [6] , Taulukko 1 . Uskotaan, että nämä tähdet lopulta jäähtyvät ja muuttuvat DO-tyypin valkoisiksi kääpiöiksi [6] , § 1.1 .

GW Virgo -tyyppisten tähtien värähtelytilojen jaksot vaihtelevat välillä 300 - 5000 sekuntia [ 6 ] , Taulukko 1 . GW Virgo -tähtien pulsaatiota tutkittiin ensimmäisen kerran 1980 - luvulla [21] , mutta ne ovat pysyneet selittämättöminä siitä lähtien [22] . Viritysten uskottiin alun perin johtuvan ns. κ-mekanismista , johon liittyy hiilen ja hapen ionisoituminen fotosfäärin alapuolella olevan tähden verhossa , mutta ajateltiin, että tämä mekanismi ei toimisi, jos heliumia olisi läsnä kirjekuori. Nyt näyttää kuitenkin siltä, ​​että epävakautta voi esiintyä jopa heliumin läsnä ollessa [23] , § 1 .

DQV-tähdet

Patrick Dufour, James Liebert ja heidän työtoverinsa löysivät äskettäin uuden valkoisten kääpiöiden luokan, joiden spektrityyppi on DQ ja kuuman hiilen hallitsema ilmakehä [24] . Teoriassa tällaisten valkoisten kääpiöiden pitäisi sykkiä lämpötiloissa, joissa niiden ilmakehä on osittain ionisoitunut. McDonald Observatoryssa tehdyt havainnot ovat ehdottaneet, että SDSS J142625.71 +575218.3 on tällainen valkoinen kääpiö, ja jos näin on, se olisi ensimmäinen jäsen uudesta, DQV-luokan sykkivistä valkoisista kääpiöistä. On kuitenkin mahdollista, että tämä valkoinen kääpiö on osa binäärijärjestelmää, jossa on lisääntyvä hiili-happi-kiekko [9] .

Muistiinpanot

  1. ↑ Toisin kuin gravitaatioaallot, gravitaatioaallot syntyvät kahden eri tiheydellä olevan väliaineen vuorovaikutuksesta tai keskinäisestä vaikutuksesta. Maapallolla painovoima-aaltoja voi esiintyä " valtameren ja ilmakehän " rajalla
  2. ↑ Valkoisten kääpiötähtien asteroseismologia Arkistoitu 29. kesäkuuta 2012. , DE Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10 , #49 (14. joulukuuta 1998), s. 11247–11261. doi : 10.1088/0953-8984/10/49/014 . (Englanti)
  3. ↑ 1 2 3 GCVS-muuttuvuustyypit arkistoitu 18. maaliskuuta 2012. , NN Samus, Moscow Inst. Astron., OV Durlevich Sternberg Astron. Inst., Moskova 12. helmikuuta 2009  (englanniksi)
  4. ↑ 1 2 3 4 5 Valkoisten kääpiötähtien fysiikka Arkistoitu 21. lokakuuta 2017 Wayback Machinessa , D. Koester ja G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837–915. (Englanti)
  5. ↑ 1 2 Valkoiset kääpiöt, Gilles Fontaine ja François Wesemael, julkaisussa Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , toim. Paul Murdin, Bristol ja Philadelphia: Institute of Physics Publishing ja Lontoo, New York ja Tokio: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8 . (Englanti)
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 GW Vir -tähtien epävakausalueiden kartoitus tehokkaassa lämpötila-pinnan painovoimakaaviossa Arkistoitu 27. joulukuuta 2007 Wayback Machinessa , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P ., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), ss. 219–248. (Englanti)
  7. ↑ § 1, Ei-säteittäisten g-moodin pulsaatioiden havaitseminen äskettäin löydetyssä PG 1159 -tähdessä HE 1429-1209 Arkistoitu 26. helmikuuta 2008 Wayback Machinessa , T. Nagel ja K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 , pp2000426 . L45-L48. (Englanti)
  8. ↑ 1 2 Pre-White Dwarf Instabiliteettinauhan laajuus ja syy Arkistoitu 6. marraskuuta 2017, Wayback Machine , MS O'Brien, Astrophysical Journal 532 , #2 (huhtikuu 2000), pp. 1078–1088. (Englanti)
  9. ↑ 1 2 SDSS J142625.71+575218.3: Prototyyppi uuden luokan muuttuvalle valkoiselle kääpiölle, MH Montgomery et ai., Astrophysical Journal 678 , #1 (toukokuu 2008), s. L51–L54, doi : 10.1086/588286 . (Englanti)
  10. ↑ Ultralyhyen ajanjakson tähtien värähtelyt. I. Tulokset: White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273 ja Scorpius XR-1 Arkistoitu 25. lokakuuta 2017 Wayback Machinessa , George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker ja James E. Hesser, Astrophysical Journal 148 , #3 (kesäkuu 1967), s. L161–L163. (Englanti)
  11. ↑ A New Short-Period Blue Variable Arkistoitu 13. lokakuuta 2007 Wayback Machinessa , Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153 , #1 (heinäkuu 1968), s. 151-164. (Englanti)
  12. ↑ Korkeataajuiset tähtivärähtelyt. VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf , Barry M. Lasker ja James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (helmikuu 1971), ss. L89-L93. (Englanti)
  13. ↑ 58. nimilista muuttuvista tähdistä, BV Kukarkin, PN Kholopov, NP Kukarkina, NB Perova, Information Bulletin on Variable Stars , #717, 21. syyskuuta 1972  .
  14. ↑ Bergeron, P.; Fontaine, G. ZZ Cetin epävakausnauhan puhtaudesta: sykkivämpien DA-valkoisten kääpiöiden löytäminen optisen spektroskopian perusteella . Astrophysical Journal. Arkistoitu alkuperäisestä 20. kesäkuuta 2012.  (Englanti)
  15. ↑ Kepler, SO; G. Vauclair, RE Nather, DE Winget ja EL Robinson. G117-B15A – Miten se kehittyy? . Valkoiset kääpiöt; Proceedings of IAU Colloquium 114th, Hannover, NH, elokuu 15-19, 1988 (A90-32719 13-90) . Berliini ja New York: Springer-Verlag (1989). Arkistoitu alkuperäisestä 20. kesäkuuta 2012.  (Englanti)
  16. ↑ Vetyajo ja koostumuksellisesti kerrosteltujen ZZ Ceti -tähtimallien sininen reuna , DE Winget, HM van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, CJ Hansen ja BW Carroll, Astrophysical Journal 252 (15. tammikuuta 1982), s. L65-L68. (Englanti)
  17. ↑ GD 358:n fotometriset havainnot: DB valkoiset kääpiöt sykkivät , DE Winget, EL Robinson, RD Nather ja G. Fontaine, Astrophysical Journal 262 (1. marraskuuta 1982), s. L11-L15. (Englanti)
  18. ↑ White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, teoksessa Stellar remnants , SD Kawaler, I. Novikov ja G. Srinivasan, toimittajina Georges Meynet ja Daniel Schaerer, Berliini: Springer, 1997. Luentomuistiinpanot Saas-Fee jatkokurssille numero 25 ISBN  3-540-61520-2 . (Englanti)
  19. ↑ 1 2 The 67th Name-List of Variable Stars , PN Kholopov, NN Samus, EV Kazarovets ja NB Perova, Information Bulletin on Variable Stars , #2681, 8. maaliskuuta 1985  .
  20. ↑ PG1159-035: Uusi, kuuma, ei-DA sykkivä degeneraatti , JT McGraw, SG Starrfield, J. Liebert ja RF Green, s. 377–381 teoksessa White Dwarfs and Variable Degenerate Stars , IAU Colloquium #53, toim. HM van Horn ja V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979  .
  21. ↑ A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables , Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585 , #2 (maaliskuu 2003), s. 975–982. (Englanti)
  22. ↑ Epästabiilisuusmekanismi GW Vir -muuttujille , AN Cox, s. 786, American Astronomical Society, 200th AAS Meeting, #85.07, Bulletin of the American Astronomical Society 34 (toukokuu 2002). (Englanti)
  23. ↑ Uudet nonadiabaattiset pulsaatiolaskelmat täydellisillä PG 1159 -evoluutiomalleilla: teoreettinen GW Virginis -epävakausliuska, AH Córsico, LG Althaus ja MM Miller Bertolami, Astronomy and Astrophysics 458 , pp. 2006tober , pp. 259-267. (Englanti)
  24. ↑ Valkoiset kääpiötähdet hiiliatmosfäärillä, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine ja N. Behara, Nature 450 , #7169 (marraskuu 2007), s. 522–524, doi : 10.1038 / nature06318 
 muuttuvia tähtiä
Eruptiivinen
Sykkivä
pyörivä
Katalysminen
pimentävät binaarit
Luettelot
  • Luettelo GCVS:n muuttuvista tähtityypeistä
Luokka: Muuttuvat tähdet