Enana blanca pulsante

Las enanas blancas pulsantes  son un tipo de estrellas variables pulsantes . La luminosidad de estas enanas blancas varía debido a sus pulsaciones no radiales causadas por ondas de gravedad (¡no ondas de gravedad !) [1] . Estas estrellas tienen pequeños cambios de luminosidad (1% - 30%) , que se obtienen como resultado de la superposición de varias oscilaciones con períodos de cientos a miles de segundos. Estas pulsaciones son de interés para la astrosismología y proporcionan información sobre la estructura interna de las enanas blancas [2] .

Las enanas blancas pulsantes conocidas se dividen en los siguientes tipos:

Estrellas DAV

Los primeros cálculos indicaron que las enanas blancas deberían pulsar con un período de unos 10 segundos, pero las búsquedas en la década de 1960 no tuvieron éxito [4] , § 7.1.1; [10] . La primera variabilidad de enana blanca se observó en HL Taurus 76 ; en 1965 y en 1966 Arlo U. Landolt midió que sus pulsaciones tenían un período de unos 12,5 minutos [11] . La razón por la que el período resultó ser más largo de lo previsto es que la variabilidad de HL Taurus 76, como la de otras enanas blancas pulsantes, surge de pulsaciones no radiales [4] , § 7 . En 1970, se descubrió que otra enana blanca, Ross 548, el de variabilidad que HL Tauri 76 [12] y recibió la designación ZZ Ceti [13] en 1972 . Las estrellas del tipo ZZ Ceti son toda la clase de enanas blancas variables pulsantes cuya atmósfera está dominada por hidrógeno (estrellas DAV) [4] , pp. 891, 895 . Estas estrellas tienen períodos de 30 segundos a 25 minutos y se encuentran en un rango bastante estrecho de temperaturas efectivas : desde alrededor de 11.100 K a 12.500 K [14] . La tasa de cambio en el período de las pulsaciones causadas por las ondas de gravedad en las estrellas ZZ Ceti es directamente proporcional al tiempo de enfriamiento de las enanas blancas del tipo DA, lo que, a su vez, puede proporcionar una herramienta para la medición independiente de la edad de las estrellas galácticas . disco [15] .

Estrellas de DBV

En 1982, los cálculos de DE Winget y sus colegas sugirieron que las enanas blancas de tipo DB con una atmósfera de helio y una temperatura superficial de unos 19.000 K también deberían pulsar [16] , p. L67. . Winget buscó este tipo de estrellas y descubrió que GD 358 tenía una variabilidad de tipo DBV [17] . Esta fue la primera predicción de una clase de estrellas variables antes de su observación [18] , p. 89. . En 1985, esta estrella fue designada como V777 Hércules , y por su nombre a esta clase de estrellas variables también se las denomina estrellas del tipo V777 Hércules [19] ; [5] , pág. 3525 . Tienen una temperatura superficial efectiva de unos 25.000 K [4] , p. 895. .

Estrellas como GW Virgo

La tercera clase conocida de enanas blancas variables pulsantes se llama estrellas Virgo GW y, a veces, se subdivide en estrellas DOV y PNNV. Su prototipo es PG 1159-035 [6] , § 1.1 ; además, esta estrella es el prototipo de una clase más amplia de estrellas no necesariamente variables, estrellas como PG 1159 . La variabilidad se observó por primera vez para esta estrella en 1979 [20] , y en 1985 recibió la designación GW Virgo [19] , dando el nombre a una nueva clase de estrellas variables. Estas estrellas no son, estrictamente hablando, enanas blancas, sino que son estrellas que se encuentran entre la rama gigante asintótica y la región de la enana blanca en el diagrama de Hertzsprung-Russell . Pueden llamarse protoenanas blancas o preenanas blancas [6] , § 1.1; [8] . Se trata de estrellas calientes con temperaturas superficiales que oscilan entre los 75 000 K y los 200 000 K, y una atmósfera dominada por helio, carbono y oxígeno. Pueden tener una gravedad superficial relativamente baja (log g  ≤ 6,5) [6] , Tabla 1 . Se cree que estas estrellas eventualmente se enfriarán y se convertirán en enanas blancas del tipo DO [6] , § 1.1 .

Los períodos de los modos de vibración de las estrellas de tipo GW Virgo oscilan entre 300 y 5000 segundos [6] , Tabla 1 . Las pulsaciones de las estrellas GW Virgo se estudiaron por primera vez en la década de 1980 [21] , pero han permanecido sin explicación desde entonces [22] . Desde el principio se pensó que las excitaciones eran causadas por el llamado mecanismo κ , que involucra la ionización de carbono y oxígeno en la envoltura de la estrella debajo de la fotosfera , pero se pensó que este mecanismo no funcionaría si el helio estuviera presente en la envoltura. Sin embargo, ahora parece que la inestabilidad puede existir incluso en presencia de helio [23] , § 1 .

Estrellas DQV

Una nueva clase de enanas blancas, de tipo espectral DQ y una atmósfera dominada por carbono caliente, fue descubierta recientemente por Patrick Dufour, James Liebert y sus colaboradores [24] . Teóricamente, tales enanas blancas deberían pulsar a temperaturas en las que sus atmósferas están parcialmente ionizadas. Las observaciones realizadas en el Observatorio McDonald han sugerido que SDSS J142625.71 +575218.3 es una de esas enanas blancas y, de ser así, sería el primer miembro de una nueva clase DQV de enanas blancas pulsantes. Sin embargo, es posible que esta enana blanca sea parte de un sistema binario con un disco de carbono-oxígeno acrecionario [9] .

Notas

  1. ↑ A diferencia de las ondas gravitacionales, las ondas gravitatorias surgen de la interacción o influencia mutua de dos medios con diferentes densidades. En la Tierra , las ondas de gravedad pueden ocurrir en el límite " océano - atmósfera ".
  2. ↑ Astrosismología de estrellas enanas blancas Archivado el 29 de junio de 2012. , DE Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10 , #49 (14 de diciembre de 1998), págs. 11247–11261. doi : 10.1088/0953-8984/10/49/014 . (Inglés)
  3. ↑ 1 2 3 Tipos de variabilidad de GCVS Archivado el 18 de marzo de 2012. , NN Samus, Instituto de Moscú. Astron., OV Durlevich Sternberg Astron. Inst., Moscú, 12 de febrero de 2009  (inglés)
  4. ↑ 1 2 3 4 5 Física de estrellas enanas blancas Archivado el 21 de octubre de 2017 en Wayback Machine , D. Koester y G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), págs. 837–915. (Inglés)
  5. ↑ 1 2 Enanas blancas, Gilles Fontaine y François Wesemael, en Enciclopedia de astronomía y astrofísica , ed. Paul Murdin, Bristol y Filadelfia: Institute of Physics Publishing y Londres, Nueva York y Tokio: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8 . (Inglés)
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Mapeo de los dominios de inestabilidad de las estrellas GW Vir en el diagrama efectivo de temperatura-gravedad superficial Archivado el 27 de diciembre de 2007 en Wayback Machine , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P ., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), págs. 219–248. (Inglés)
  7. ↑ § 1, Detección de pulsaciones de modo g no radiales en la estrella PG 1159 recién descubierta HE 1429-1209 Archivado el 26 de febrero de 2008 en Wayback Machine , T. Nagel y K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), págs. . L45–L48. (Inglés)
  8. ↑ 1 2 El alcance y la causa de la franja de inestabilidad anterior a la enana blanca Archivado el 6 de noviembre de 2017 en Wayback Machine , MS O'Brien, Astrophysical Journal 532 , n. 1078–1088. (Inglés)
  9. ↑ 1 2 SDSS J142625.71+575218.3: un prototipo para una nueva clase de enana blanca variable, MH Montgomery et al., Astrophysical Journal 678 , #1 (mayo de 2008), págs. L51–L54, doi : 10.1086/588286 . (Inglés)
  10. ↑ Oscilaciones estelares de período ultracorto. I. Resultados de White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273 y Scorpius XR-1 Archivado el 25 de octubre de 2017 en Wayback Machine , George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker y James E. Hesser, Astrophysical Journal 148 , #3 (junio de 1967), págs. L161–L163. (Inglés)
  11. ↑ A New Short-Period Blue Variable Archivado el 13 de octubre de 2007 en Wayback Machine , Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153 , #1 (julio de 1968), págs. 151–164. (Inglés)
  12. ↑ Oscilaciones estelares de alta frecuencia. VI. R548, una enana blanca periódicamente variable , Barry M. Lasker y James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (febrero de 1971), págs. L89-L93. (Inglés)
  13. ↑ 58th Name-List of Variable Stars , BV Kukarkin, PN Kholopov, NP Kukarkina, NB Perova, Information Bulletin on Variable Stars , #717, 21 de septiembre de 1972  .
  14. ↑ Bergeron, P.; Fontaine, G. Sobre la pureza de la tira de inestabilidad ZZ Ceti: descubrimiento de enanas blancas DA más pulsantes sobre la base de la espectroscopia óptica . El Diario Astrofísico. Archivado desde el original el 20 de junio de 2012.  (Inglés)
  15. ↑ Kepler, SO; G. Vauclair, RE Nather, DE Winget y EL Robinson. G117-B15A - ¿Cómo está evolucionando? . enanas blancas; Actas del Coloquio 114 de la IAU, Hanover, NH, 2 de agosto. 15-19, 1988 (A90-32719 13-90) . Berlín y Nueva York: Springer-Verlag (1989). Archivado desde el original el 20 de junio de 2012.  (Inglés)
  16. ↑ Hydrogen-driven and the blue edge of compositionally stratified ZZ Ceti star models , DE Winget, HM van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, CJ Hansen y BW Carroll, Astrophysical Journal 252 (15 de enero de 1982), págs. L65-L68. (Inglés)
  17. ↑ Observaciones fotométricas de GD 358: DB white dwarfs do pulsate , DE Winget, EL Robinson, RD Nather y G. Fontaine, Astrophysical Journal 262 (1 de noviembre de 1982), págs. L11-L15. (Inglés)
  18. ↑ White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, en Stellar remnants , SD Kawaler, I. Novikov y G. Srinivasan, editado por Georges Meynet y Daniel Schaerer, Berlín: Springer, 1997. Notas de clase para el curso avanzado número 25 de Saas-Fee ISBN  3-540-61520-2 . (Inglés)
  19. ↑ 1 2 The 67th Name-List of Variable Stars , PN Kholopov, NN Samus, EV Kazarovets y NB Perova, Information Bulletin on Variable Stars , #2681, 8 de marzo de 1985  .
  20. ↑ PG1159-035: Un degenerado pulsante no DA nuevo, caliente, JT McGraw, SG Starrfield, J. Liebert y RF Green, págs. 377–381 en White Dwarfs and Variable Degenerate Stars , IAU Colloquium #53, ed. HM van Horn y V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979  .
  21. ↑ A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables , Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585 , #2 (marzo de 2003), págs. 975–982. (Inglés)
  22. ↑ Un mecanismo de inestabilidad para las variables GW Vir , AN Cox, p. 786, American Astronomical Society, 200th AAS Meeting, #85.07, en Bulletin of the American Astronomical Society 34 (mayo de 2002). (Inglés)
  23. ↑ Nuevos cálculos de pulsaciones no adiabáticas en modelos evolutivos PG 1159 completos: revisión de la franja de inestabilidad teórica de GW Virginis , AH Córsico, LG Althaus y MM Miller Bertolami, Astronomy and Astrophysics 458 , #1 (octubre de 2006), págs. 259–267. (Inglés)
  24. ↑ Estrellas enanas blancas con atmósferas de carbono, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine y N. Behara, Nature 450 , #7169 (noviembre de 2007), págs. 522–524, doi : 10.1038 / naturaleza06318 
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