Pulsacyjny biały karzeł jest gwiazda biały karzeł jaskrawość zmiennej powodu pulsacji fal grawitacji bez promieniowych w części wewnętrznej. Do znanych typów pulsujących białych karłów należą gwiazdy DAV lub ZZ Ceti , typu DA z atmosferą zdominowaną przez wodór , typu DBV lub V777 Her , typu widmowego DB, z atmosferą zdominowaną przez hel oraz gwiazdy GW Vir , typu widmowego PG 1159 z atmosferą zdominowaną przez hel , węgiel i tlen (niektórzy autorzy zaliczają również gwiazdy inne niż PG 1159 do klasy GW Vir). Gwiazdy GW Vir można podzielić na gwiazdy DOV i PNNV . Nie są to białe karły stricto sensu, ale przed-białe karły , które jeszcze nie dotarły do regionu białych karłów na diagramie Hertzsprunga-Russella . Zaproponowano również podtyp gwiazd DQV z atmosferą zdominowaną przez węgiel .
Wszystkie te zmienne wykazują niewielkie zmiany w emisji światła (od 1 do 30%), wynikające z nałożenia się kilku modów wibracji, których okresy wahają się od tysiąca do stu tysięcy sekund. Obserwacje tych zmian dostarczają asterosejsmologicznych dowodów na temat wnętrza białych karłów.
Rodzaje pulsujących białych karłów | |
DAV ( GCVS : ZZA ) | Typ widmowy Da, mając tylko linii absorpcyjnych z wodorem w swoim spektrum |
DBV (GCVS: ZZB ) | typ widmowy DB, mający w swoim widmie tylko linie absorpcji helu |
GW Vir (GCVS: ZZO ) | Atmosfera złożona głównie z C, He i O; można podzielić na gwiazdy DOV i PNNV |
DQV | typ widmowy DQ; ciepła atmosfera z dominacją węgla |
Wczesne obliczenia sugerowały, że białe karły powinny zmieniać się z okresami około 10 sekund, ale badania przeprowadzone w latach sześćdziesiątych XX wieku nie przyniosły rezultatu w obserwacji tego zjawiska.
Pierwszym zmiennym białym karłem znalezionym był HL Tau 76 w latach 1965 i 1966. Arlo U. Landolt zaobserwował zmianę okresu wynoszącą około 12,5 minuty. Przyczyną tego dłuższego niż przewidywano okresu zmienności HL Tau 76, podobnie jak w przypadku innych znanych pulsujących zmiennych białych karłów, są nieradialne impulsy fal grawitacyjnych . W 1970 r. Odkryto innego białego karła, ZZ Ceti , z takim samym typem zmienności jak HL Tau 76; w 1972 roku została wyznaczona jako gwiazda zmienna ZZ Ceti . Nazwa ZZ Ceti również odnosi się do tej klasy zmiennych pulsujących białych karłów, która, ponieważ dotyczy białych karłów z atmosferą wodorową, jest również nazywana DAV . Ich okres od 30 sekund do 25 minut, i znajdują się w węższym zakresie od rzeczywistej temperatury między około 11.000 a 12.500 K . Pomiar szybkości zmian w czasie okresu pulsowania fali grawitacyjnej gwiazdy ZZ Ceti jest bezpośrednią miarą skali czasu chłodzenia białego karła typu DA , co z kolei może dać niezależną miarę wieku dysk galaktyczny zainteresowana
W 1982 roku obliczenia DE Wingeta i jego współpracowników zasugerowały, że atmosfera helu białych karłów typu DB o temperaturze około 19 000 K również powinna pulsować. Winget następnie szukał takich gwiazd i odkrył, że GD 358 (in) była zmienną DB białego karła lub DBV. Była to pierwsza prognoza dotycząca klasy gwiazd zmiennych przed ich obserwacją. W 1985 roku tej gwieździe nadano nazwę V777 Her , co jest również kolejnym określeniem tej klasy gwiazd zmiennych. Te gwiazdy są skuteczne temperatura około 25.000 K .
Trzecią klasą zidentyfikowanych pulsujących białych karłów są gwiazdy GW Vir , czasami podzielone na gwiazdy DOV i PNNV . Ich prototyp to PG 1159-035 . Zmienność tej gwiazdy, będącej również prototypem gwiazdy klasy PG 1159 , zaobserwowano w 1979 r. , Aw 1985 r . Otrzymała ona oznaczenie gwiazdy zmiennej GW Vir , co dało jej nazwę. Te gwiazdy nie są, mówiąc ściśle, białymi karłami; na diagramie Hertzsprunga-Russella są to raczej gwiazdy na pozycji pośredniej między asymptotyczną gałęzią olbrzymów a regionem białych karłów. Możemy nazwać je przed białymi karłami . Są gorące, a ich powierzchnia wynosi od 75 000 K do 200 000 K , a atmosfera w nich jest zdominowana przez hel , węgiel i tlen . Mogą mieć stosunkowo niską grawitację powierzchniową (log g ≤ 6,5). Uważa się, że te gwiazdy w końcu ostygną i staną się białymi karłami typu DO. Okres od GW Vir gwiazda drgań tryby waha się od około 200 s do 5000 s . XX wieku zaczęliśmy badać, jak te impulsy są wzbudzane, ale pozostawało to niepewne przez prawie 20 lat. Od początku sądzono, że mechanizm wzbudzenia jest spowodowany mechanizmem zwanym mechanizmem-κ związanym z zjonizowanym węglem i tlenem w otoczce pod fotosferą, ale uważano, że mechanizm ten nie zadziała w obecności helu w tej ta sama koperta. Okazało się jednak, że w obecności helu może wystąpić niestabilność.
Patrick Dufour, James Liebert i ich koledzy odkryli niedawno nową klasę białych karłów, typu widmowego DQ, gorących z atmosferą zdominowaną przez węgiel. Teoretycznie te białe karły pulsują w temperaturach, w których ich atmosfera jest częściowo zjonizowana. Obserwacje w McDonald Observatory sugerują, że SDSS J142625.71 + 575218.3 jest takim białym karłem; w tym przypadku byłby to pierwszy z nowego typu ( DQV ) pulsującego białego karła. Jednak może to być również binarne biały karzeł z dysku akrecyjnego na węgiel - tlen .
Ten artykuł jest oparty na tłumaczeniu z angielskiej Wikipedii, poniższe odniesienia są w języku angielskim.