Idallc.ru

Социальный ресурс idallc.ru

Пульсирующие белые карлики — подкласс белых карликов, светимость которых меняется из-за нерадиальных пульсаций волн гравитации (gravity wave) (не гравитационных волн!) внутри звезды[1]. Эти переменные показывают небольшие (1 % — 30 %) изменения светового потока, вытекающего из суперпозиции колебаний с периодами от сотен до тысяч секунд. Наблюдение этих изменений дает астросейсмические свидетельства о внутреннем устройстве белых карликов[2].

Известные типы пульсирующих белых карликов включают:

  • DAV звёзды (ZZA по классификации ОКПЗ[3]) или звёзды типа ZZ Кита, звезды, с доминированием водорода в атмосфере звезды, спектрального типа DA[4], pp. 891, 895;
  • DBV звёзды (ZZB по классификации ОКПЗ[3]), или звезды типа V777 Геркулеса, звезды, с доминированием гелия в атмосфере звезды, спектрального типа DB[5], p. 3525;
  • звёзды типа GW Девы (ZZO по классификации ОКПЗ[3]), с преобладанием в атмосфере звезды гелия, углерода и кислорода, спектрального типа PG 1159 с редкими запрещенными линиями трехкратно ионизированного углерода и однократно ионизированного гелия. (Некоторые авторы также включают звёзды не типа PG 1159 в класс звёзд типа GW Девы). Звезды типа GW Девы могут быть разделены на DOV и PNNV звёзды[6], § 1.1, 1.2;[7]. Они не являются, строго говоря, белыми карликами, но являются звёздами, которые ещё не достигли области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, соответствующей белым карликам[6], § 1.1;[8].
  • DQV звёзды — подтип звёзд, с доминированием углерода в атмосфере звезды, был предложен в 2008 году[9].

Содержание

DAV звёзды

Ранние расчеты свидетельствовали, что белые карлики должны пульсировать с периодом около 10 секунд, но поиски в 1960-х годах не принесли успеха[4], § 7.1.1;[10]. Первая переменность белого карлика был замечена у HL Тельца 76; в 1965 году и в 1966 году Арло Ландольт (en:Arlo U. Landolt) измерил, что его пульсации имеют период около 12,5 минут[11]. Причиной того, что период был больше, чем предсказывалось заключается в том, что переменность HL Тельца 76, как и у других пульсирующих белых карликов возникает из-за не-радиальных пульсации волн гравитации[4], § 7. В 1970 году было установлено, что другой белый карлик, Росс 548 (Ross 548), имеет тот же тип переменности что и HL Тельца 76[12], в 1972 году, ему было присвоено обозначение ZZ Кита[13]. Название ZZ Кита также относится ко всему классу пульсирующих переменных белых карликов, которые имеют преобладание водорода в атмосфере звезды[4], pp. 891, 895. Эти звезды имеют периоды от 30 секунд до 25 минут и находятся в довольно узком диапазоне эффективных температур: от примерно 11 100 К до 12 500 К[14]. Скорость изменения периода времени для волн гравитации у звёзд типа ZZ Кита прямо пропорциональна времени охлаждения для белых карликов типа DA, что, в свою очередь, может дать инструмент для независимого измерения возраста галактического диска[15].

DBV звезды

В 1982 году расчёты Д.Е. Уингета (D.E. Winget) и его коллег позволили предложить, что белые карлики типа DB с гелиевой атмосферой и температурой поверхности около 19 000 К также должны пульсировать[16], p. L67.. Уингет искал такие звезды, и обнаружил, что GD 358 имела переменность типа DBV[17]. Это было первое предсказание класса переменных звезд до их наблюдения[18], p. 89.. В 1985 году эта звезда была обозначена как V777 Геркулеса, и также являются другим названием этого класса переменных звезд[19][5], p. 3525 Эти звезды имеют эффективную температуру поверхности около 25 000 K[4], p. 895..

Звёзды типа GW Девы

Третий известный класс пульсирующих переменных белых карликов называется звёзды типа GW Девы и иногда он подразделяется на звёзды типа DOV и PNNV. Их прототип PG 1159-035[6], §1.1. У этой звезды (также прототип класса звёзд типа PG 1159) впервые наблюдалась переменность в 1979 году[20], и в 1985 году она получила обозначение GW Девы[19], дав название новому классу звёзд. Эти звезды, строго говоря, не являются белыми карликами, а, скорее, они являются звездами, которые на диаграмме Герцшпрунга-Рессела находятся между асимптотической ветвью гигантов и областью белых карликов. Они могут быть названы протобелыми карликами или предбелыми карликами (pre-white dwarfs)[6], § 1.1;[8]. Это горячие звёзды с температурой поверхности от 75 000 K до 200 000 K, и атмосферой в которой преобладает гелий, углерод и кислород. Они могут иметь относительно низкую силу тяжести на поверхности (log g ≤ 6.5)[6], Table 1. Считается, что эти звезды в конечном итоге охладятся и станут белыми карликами типа DO[6], § 1.1.

Периоды колебательных мод звёзд типа GW Девы лежат в диапазоне от 300 до 5000 секунд[6], Table 1. Пульсации звёзд типа GW Девы впервые была изучены в 1980-х годах[21], но с тех пор они остается необъяснёнными[22]. С самого начала считалось, что возбуждения вызваны так называемым k-механизмом, связанным с ионизацией углерода и кислорода в оболочке звезды ниже фотосферы, но считалось, что этот механизм не будет работать, если гелий присутствует в оболочке. Однако теперь выясняется, что нестабильность может существовать даже в присутствии гелия[23], §1.

DQV звёзды

Новый класс белых карликов, с спектрального типа DQ и горячей атмосферой с преобладанием углерода, был недавно обнаружен Патриком Дюфуром (Patrick Dufour), Джеймсом Либертом (James Liebert) и их сотрудниками[24]. Теоретически, такие белые карлики должны пульсировать при температурах, когда их атмосферы частично ионизованы. Наблюдения, сделанные в обсерватории Мак-Дональда, позволили предположить, что SDSS J142625.71 +575218,3 является таким белым карликом, м если это так, то он будет первым членом нового, DQV-класса пульсирующих белых карликов. Однако, возможно, что этот белый карлик входит в двойную систему с аккреционным углерод-кислородным диском[9].

Примечания

  1. В отличие от гравитационных волн волны гравитации возниккают при взаимодействии или взаимном влиянии двух сред с разной плотностью. На Земле волны гравитации могут возникнуть на границе «океан-атмосфера»
  2. Asteroseismology of white dwarf stars, D. E. Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10, #49 (December 14, 1998), pp. 11247-11261. 10.1088/0953-8984/10/49/014. (англ.)
  3. ↑ GCVS Variability Types, N.N. Samus, Moscow Inst. Astron., O.V. Durlevich Sternberg Astron. Inst., Moscow 12-Feb-2009 (англ.)
  4. ↑ Physics of white dwarf stars, D. Koester and G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837—915. (англ.)
  5. 1 2 White dwarfs, Gilles Fontaine and François Wesemael, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, ed. Paul Murdin, Bristol and Philadelphia: Institute of Physics Publishing and London, New York and Tokyo: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8(англ.)
  6. ↑ Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram, Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219—248. (англ.)
  7. Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429—1209, T. Nagel and K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. L45-L48. (англ.)
  8. ↑ The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip, M. S. O'Brien, Astrophysical Journal 532, #2 (April 2000), pp. 1078–1088. (англ.)
  9. ↑ 10.1086/588286. (англ.)
  10. Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273, and Scorpius XR-1, George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker, and James E. Hesser, Astrophysical Journal 148, #3 (June 1967), pp. L161–L163. (англ.)
  11. A New Short-Period Blue Variable, Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153, #1 (July 1968), pp. 151–164. (англ.)
  12. High-Frequency Stellar Oscillations. VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf, Barry M. Lasker and James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (February 1971), pp. L89–L93. (англ.)
  13. 58th Name-List of Variable Stars, B. V. Kukarkin, P. N. Kholopov, N. P. Kukarkina, N. B. Perova, Information Bulletin on Variable Stars, #717, September 21, 1972. (англ.)
  14. On the Purity of the ZZ Ceti Instability Strip: Discovery of More Pulsating DA White Dwarfs on the Basis of Optical Spectroscopy. The Astrophysical Journal. Архивировано из первоисточника 20 июня 2012. (англ.)
  15. G117-B15A - How is it evolving?. White dwarfs; Proceedings of IAU Colloquium 114th, Hanover, NH, Aug. 15-19, 1988 (A90-32719 13-90). Berlin and New York: Springer-Verlag (1989). Архивировано из первоисточника 20 июня 2012. (англ.)
  16. Hydrogen-driving and the blue edge of compositionally stratified ZZ Ceti star models, D. E. Winget, H. M. van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, C. J. Hansen, and B. W. Carroll, Astrophysical Journal 252 (January 15, 1982), pp. L65–L68. (англ.)
  17. Photometric observations of GD 358: DB white dwarfs do pulsate, D. E. Winget, E. L. Robinson, R. D. Nather, and G. Fontaine, Astrophysical Journal 262 (November 1, 1982), pp. L11–L15. (англ.)
  18. White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, in Stellar remnants, S. D. Kawaler, I. Novikov, and G. Srinivasan, edited by Georges Meynet and Daniel Schaerer, Berlin: Springer, 1997. Lecture notes for Saas-Fee advanced course number 25. ISBN 3-540-61520-2(англ.)
  19. ↑ The 67th Name-List of Variable Stars, P. N. Kholopov, N. N. Samus, E. V. Kazarovets, and N. B. Perova, Information Bulletin on Variable Stars, #2681, March 8, 1985. (англ.)
  20. PG1159-035: A new, hot, non-DA pulsating degenerate, J. T. McGraw, S. G. Starrfield, J. Liebert, and R. F. Green, pp. 377–381 in White Dwarfs and Variable Degenerate Stars, IAU Colloquium #53, ed. H. M. van Horn and V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979. (англ.)
  21. A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables, Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585, #2 (March 2003), pp. 975–982. (англ.)
  22. An Instability Mechanism for GW Vir Variables, A. N. Cox, p. 786, American Astronomical Society, 200th AAS Meeting, #85.07, in Bulletin of the American Astronomical Society 34 (May 2002). (англ.)
  23. New nonadiabatic pulsation computations on full PG 1159 evolutionary models: the theoretical GW Virginis instability strip revisited, A. H. Córsico, L. G. Althaus, and M. M. Miller Bertolami, Astronomy and Astrophysics 458, #1 (October 2006), pp. 259–267. (англ.)
  24. 10.1038/nature06318 (англ.)