stringtranslate.com

Пульсирующий белый карлик

Пульсирующий белый карлик — это белый карлик , светимость которого меняется из-за нерадиальных пульсаций гравитационных волн внутри него самого. Известные типы пульсирующих белых карликов включают DAV , или ZZ Ceti , звезды с атмосферой, в которой преобладает водород , и спектральным типом DA; [1] DBV , или V777 Her , звезды с атмосферой, в которой преобладает гелий , и спектральным типом DB; [2] и звезды GW Vir с атмосферой, в которой преобладает гелий, углерод и кислород , и спектральным типом PG 1159 . (Некоторые авторы также включают звезды, не относящиеся к PG 1159, в класс звезд GW Vir.) Звезды GW Vir можно подразделить на звезды DOV и PNNV ; [3] [4] Строго говоря, они не являются белыми карликами, а являются пред-белыми карликами , которые еще не достигли области белых карликов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела . [5] [6] Также был предложен подтип звезд DQV с атмосферами, в которых преобладает углерод , [7] и в мае 2012 года было сообщено о первом белом карлике с чрезвычайно низкой массой ( ELMV ). [8]

Все эти переменные демонстрируют небольшие (1%–30%) вариации светового потока, возникающие из-за суперпозиции колебательных мод с периодами от сотен до тысяч секунд. Наблюдение за этими вариациями дает астросейсмологические свидетельства о внутренностях белых карликов. [9]

Звезды DAV

Ранние расчеты предполагали, что белые карлики должны меняться с периодами около 10 секунд, но поиски в 1960-х годах не смогли этого обнаружить. [11] [12] Первым найденным переменным белым карликом был HL Tau 76 ; в 1965 и 1966 годах Арло У. Ландольт наблюдал, что он менялся с периодом приблизительно 12,5 минут. [13] Причина того, что этот период оказался длиннее предсказанного, заключается в том, что переменность HL Tau 76, как и других известных пульсирующих переменных белых карликов, возникает из-за нерадиальных пульсаций гравитационных волн . [14] В 1970 году было обнаружено, что другой белый карлик, Ross 548 , имеет тот же тип переменности, что и HL Tau 76; [15] в 1972 году ему было присвоено обозначение переменной звезды ZZ Ceti . [16] Название ZZ Ceti также относится к этому классу пульсирующих переменных белых карликов, который, поскольку он состоит из белых карликов с водородными атмосферами, также называется DAV . [ 17] Эти звезды имеют периоды от 30 секунд до 25 минут и находятся в довольно узком диапазоне эффективных температур между примерно 12 500 и 11 100 К. [18] Измерение скорости изменения периода со временем для пульсаций гравитационных волн в звездах ZZ Ceti является прямым измерением шкалы времени остывания для белого карлика DA , что, в свою очередь, может дать независимое измерение возраста галактического диска . [19]

Звезды DBV

Кривая блеска в белом свете для GD 358, адаптированная из Winget et al. (1982) [20]

В 1982 году расчеты Дона Уингета и его коллег показали, что гелиевые атмосферные белые карлики DB с температурой поверхности около 19 000 К также должны пульсировать. [21] Затем Уингет искал такие звезды и обнаружил, что GD 358 была переменным DB, или DBV , белым карликом. [20] Это было первое предсказание класса переменных звезд до их наблюдения. [22] В 1985 году этой звезде было присвоено обозначение V777 Her , что также является другим названием для этого класса переменных звезд. [2] [23] Эти звезды имеют эффективную температуру около 25 000 К. [24]

Звезды GW Vir

Кривая блеска для GW Virginis, адаптированная из Winget et al. (1985) [25]

Третий известный класс пульсирующих переменных белых карликов — это звезды GW Vir , иногда подразделяемые на звезды DOV и PNNV . Их прототип — PG 1159-035 . [5] Эта звезда (также прототип для класса звезд PG 1159 ) была замечена как переменная в 1979 году, [26] и получила обозначение переменной звезды GW Vir в 1985 году, [23] дав название классу. Строго говоря, эти звезды не являются белыми карликами; скорее, это звезды, которые находятся в положении на диаграмме Герцшпрунга- Рассела между асимптотической ветвью гигантов и областью белых карликов. Их можно назвать предбелыми карликами . [5] [6] Они горячие, с температурой поверхности от 75 000 К до 200 000 К, и имеют атмосферы, в которых преобладают гелий , углерод и кислород . Они могут иметь относительно низкую поверхностную гравитацию (log g  ≤ 6,5). [27] Считается, что эти звезды в конечном итоге остынут и станут белыми карликами DO. [5]

Периоды колебательных мод звезд GW Vir варьируются от примерно 300 до примерно 5000 секунд . [27] То, как возбуждаются пульсации в звездах GW Vir, впервые было изучено в 1980-х годах [28], но оставалось загадкой в ​​течение почти двадцати лет. [29] С самого начала считалось, что механизм возбуждения вызван так называемым κ-механизмом, связанным с ионизированным углеродом и кислородом в оболочке под фотосферой, но считалось, что этот механизм не будет работать, если в оболочке присутствует гелий. Однако теперь выясняется, что нестабильность может существовать даже в присутствии гелия. [30]

Звезды DQV

Патрик Дюфур, Джеймс Либерт и их коллеги недавно открыли новый класс белых карликов со спектральным типом DQ и горячими атмосферами, в которых преобладает углерод. [31] Теоретически такие белые карлики должны пульсировать при температурах, при которых их атмосферы частично ионизированы. Наблюдения, проведенные в обсерватории Макдональда, показывают, что SDSS J142625.71+575218.3 является таким белым карликом; если это так, то он был бы первым членом нового класса пульсирующих белых карликов DQV . Однако также возможно, что это двойная система белых карликов с аккреционным диском углерода и кислорода . [7]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Кёстер и Чанмугам 1990, стр. 891–895.
  2. ^ ab Murdin, Paul, ed. (2001). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Бристоль: Nature Publishing Group. стр. 3525. ISBN 978-0-333-75088-9.
  3. ^ Нагель, Т.; Вернер, К. (1 ноября 2004 г.). «Обнаружение нерадиальных пульсаций g-моды в недавно обнаруженной звезде PG 1159 HE 1429-1209». ​​Астрономия и астрофизика . 426 (2): L45–L48. arXiv : astro-ph/0409243 . Bibcode : 2004A&A...426L..45N. doi : 10.1051/0004-6361:200400079. ISSN  0004-6361. S2CID  9481357.§1.
  4. ^ ab Quirion, Fontaine & Brassard 2007, §1.1, 1.2.
  5. ^ abcd Кирион, Фонтейн и Брассар 2007, §1.1.
  6. ^ ab O'Brien, MS (1 апреля 2000 г.). «Протяженность и причина полосы нестабильности до появления белого карлика». The Astrophysical Journal . 532 (2): 1078–1088. arXiv : astro-ph/9910495 . Bibcode : 2000ApJ...532.1078O. doi : 10.1086/308613. ISSN  0004-637X. S2CID  115958740.
  7. ^ abc Монтгомери, М. Х.; Уильямс, Куртис А.; Уингет, Д. Э.; Дюфур, Патрик; ДеДженнаро, Стивен; Либерт, Джеймс (2008). "SDSS J142625.71+575218.3: прототип нового класса переменных белых карликов". The Astrophysical Journal Letters . 678 (1): L51. arXiv : 0803.2646 . Bibcode :2008ApJ...678L..51M. doi :10.1086/588286. ISSN  1538-4357. S2CID  15385909.
  8. ^ ab Hermes, JJ; Montgomery, MH; Winget, DE; Brown, Warren R.; Kilic, Mukremin; Kenyon, Scott J. (1 мая 2012 г.). "SDSS J184037.78+642312.3: Первый пульсирующий белый карлик с чрезвычайно малой массой". The Astrophysical Journal Letters . 750 (2): L28. arXiv : 1204.1338 . Bibcode : 2012ApJ...750L..28H. doi : 10.1088/2041-8205/750/2/L28. ISSN  0004-637X. S2CID  119188878.
  9. ^ Winget, DE (1998). «Астросейсмология белых карликовых звезд». Journal of Physics: Condensed Matter . 10 (49): 11247–11261. Bibcode : 1998JPCM...1011247W. doi : 10.1088/0953-8984/10/49/014. ISSN  0953-8984. S2CID  250749380.
  10. ^ Французская ассоциация наблюдателей за переменными. «Переменные ZZ Ceti». Центр астрономических исследований Страсбурга. Архивировано из оригинала 5 февраля 2007 г. Проверено 6 июня 2007 г.
  11. ^ Кестер и Чанмугам 1990, § 7.1.1.
  12. ↑ Лоуренс, Джордж М.; Острайкер, Джеремайя П.; Хессер, Джеймс Э. (1 июня 1967 г.). «Сверхкороткопериодные звездные колебания. I. Результаты по белым карликам, старым новым, центральным звездам планетарных туманностей, 3c 273 и Скорпиону XR-1». Письма в Astrophysical Journal . 148 : L161–L163. Bibcode : 1967ApJ...148L.161L. doi : 10.1086/180037. ISSN  0004-637X.
  13. ↑ Ландольт, Арло У. (1 июля 1968 г.). «Новая короткопериодическая голубая переменная». The Astrophysical Journal . 153 : 151–164. Bibcode : 1968ApJ...153..151L. doi : 10.1086/149645 . ISSN  0004-637X.
  14. ^ Кестер и Чанмугам 1990, § 7.
  15. ^ Ласкер, Барри М.; Хессер, Джеймс Э. (1 февраля 1971 г.). «Высокочастотные звездные колебания. VI. R548, периодически переменный белый карлик». The Astrophysical Journal Letters . 163 : L89–L93. Bibcode : 1971ApJ...163L..89L. doi : 10.1086/180673 . ISSN  0004-637X.
  16. ^ Кукаркин, Б.В.; Холопов, П.Н.; Кукаркина, НП; Перова, Н.Б. (1 сентября 1972 г.). "58-й список переменных звезд". Информационный бюллетень по переменным звездам . 717 : 1. Bibcode : 1972IBVS..717....1K. ISSN  0374-0676.
  17. ^ Кестер и Чанмугам 1990, стр. 891, 895.
  18. ^ Бержерон, П.; Фонтен, Ж.; Биллер, М.; Будро, С.; Грин, Э. М. (2004). «О чистоте полосы нестабильности ZZ Ceti: открытие большего количества пульсирующих белых карликов DA на основе оптической спектроскопии». The Astrophysical Journal . 600 (1): 404–8. arXiv : astro-ph/0309483 . Bibcode : 2004ApJ...600..404B. doi : 10.1086/379808. ISSN  0004-637X. S2CID  16636294.
  19. ^ Kepler, SO; Vauclair, G.; Nather, RE ; Winget, DE; Robinson, EL (1989). G117-B15A — Как он эволюционирует? . IAU Colloq. 114: Белые карлики. Том 328. С. 341–345. doi :10.1007/3-540-51031-1_344.
  20. ^ ab Winget, DE; Robinson, EL; Nather, RE; Fontaine, G. (1 ноября 1982 г.). "Фотометрические наблюдения белых карликов GD 358 - DB действительно пульсируют". The Astrophysical Journal Letters . 262 : L11–L15. Bibcode : 1982ApJ...262L..11W. doi : 10.1086/183902. ISSN  0004-637X.
  21. ^ Winget, DE; van Horn, HM; Tassoul, M.; Fontaine, G.; Hansen, CJ; Carroll, BW (1 января 1982 г.). "Hydrogen-driven and the blue edge of compositionally stratified ZZ Ceti star models". The Astrophysical Journal Letters . 252 : L67. Bibcode : 1982ApJ...252L..65W. doi : 10.1086/183721. ISSN  0004-637X.
  22. ^ Кавалер, Стивен Д.; Новиков, ИД; Шринивасан, Г. (1997). Мейнет, Г.; Шерер (ред.). Звездные остатки . Продвинутый курс Саас-Фе, 25 лекций. Берлин: Springer. С. 89. ISBN 978-3-540-61520-0.Конспект лекций по продвинутому курсу № 25 в Саас-Фе.
  23. ^ ab Холопов, ПН; Самусь, НН; Казаровец, ЕВ; Перова, НБ (1 марта 1985 г.). "67-й список переменных звезд". Информационный бюллетень по переменным звездам . 2681 : 1. Bibcode : 1985IBVS.2681....1K. ISSN  0374-0676.
  24. ^ Кестер и Чанмугам 1990, стр. 895.
  25. ^ Winget, DE; Kepler, SO; Robinson, EL; Nather, RE; O'Donoghue, Darragh (май 1985). "Измерение вековой эволюции добелого карлика PG 1159-035". The Astrophysical Journal . 292 : 606–613. Bibcode : 1985ApJ...292..606W. doi : 10.1086/163193 .
  26. ^ McGraw, JT; Liebert, James; Starrfield, SG ; Green, R. (1979). PG1159-035: Новый, горячий, не-DA пульсирующий вырожденный . IAU Colloq. 53: Белые карлики и переменные вырожденные звезды. стр. 377–381. Bibcode : 1979wdvd.coll..377M.
  27. ^ ab Quirion, Fontaine & Brassard 2007, Таблица 1.
  28. ↑ Кокс, Артур Н. (1 марта 2003 г.). «Механизм пульсации переменных GW Virginis». Астрофизический журнал . 585 (2): 975–982. Бибкод : 2003ApJ...585..975C. дои : 10.1086/346228 . ISSN  0004-637X.
  29. ^ Cox, AN (1 мая 2002 г.). Механизм нестабильности для переменных GW Vir . Бюллетень Американского астрономического общества. Т. 200. С. 85.07. Bibcode : 2002AAS...200.8507C.
  30. ^ Córsico, AH; Althaus, LG; Miller Bertolami, MM (1 октября 2006 г.). «Новые вычисления неадиабатических пульсаций на полных эволюционных моделях PG 1159: пересмотр теоретической полосы нестабильности GW Virginis». Astronomy and Astrophysics . 458 (1): 259–267. arXiv : astro-ph/0607012 . Bibcode :2006A&A...458..259C. doi :10.1051/0004-6361:20065423. ISSN  0004-6361. S2CID  16700443.§1.
  31. ^ Дюфур, П.; Либерт, Джеймс; Фонтейн, Г.; Бехара, Н. (ноябрь 2007 г.). «Белые карликовые звезды с углеродными атмосферами». Nature . 450 (7169): 522–524. arXiv : 0711.3227 . Bibcode :2007Natur.450..522D. doi :10.1038/nature06318. ISSN  0028-0836. PMID  18033290. S2CID  4398697.

Ссылки

Внешние ссылки и дополнительная литература