Botón enano blanco

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Una enana blanca pulsante es una estrella enana blanca cuyo brillo varía debido a las pulsaciones de sus ondas de gravedad no radiales. Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes son las llamadas estrellas DAV , o ZZ Ceti , con una atmósfera dominada por hidrógeno y estrellas de clase espectral DA, [1] DBV o V777 Her , con predominio de helio en la atmósfera y clase DB espectral [2] y las estrellas GW Vir , con predominio de helio, carbono y oxígeno , de tipo PG 1159 (algunos autores no las incluyen en la clase de estrellas GW Vir). Este último se puede dividir en estrellas DOV y estrellas PNNV ; [3] [4] en realidad estas no serían verdaderas enanas blancas, sino "pre-enanas blancas", que aún no han alcanzado la etapa de enanas blancas y, por lo tanto, no se encuentran en la región de las enanas blancas en el diagrama HR . [3] , § 1.1; [5] También se ha propuesto un subtipo de estrellas DQV , dominado por la presencia de carbono en la atmósfera. [6]

Todas estas variables presentan pequeñas variaciones (1% - 30%) en la emisión de luz, que permiten obtener una evidencia astroseismológica de las capas internas de las enanas blancas. [7]

Estrellas de DAV

Tipos de enanas blancas pulsantes [3] [8] , §1.1, 1.2; [6]
DAV ( GCVS : ZZA ) DA de tipo espectral, con solo líneas de hidrógeno en el espectro
DBV (GCVS: ZZB ) DB de tipo espectral, con solo líneas de helio en el espectro
GW Vir (GCVS: ZZO ) Atmósfera con C y O
divisible en estrellas DOV y PNNV
DQV DQ de tipo espectral; atmósfera cálida y dominada por el carbono

Los primeros cálculos sugirieron que las enanas blancas variaron durante un período de aproximadamente 10 segundos, pero la investigación realizada en la década de 1960 no arrojó resultados. [1] , § 7.1.1; [9] La primera estrella blanca variable descubierta fue HL Tau 76 ; en 1965 y 1966 , Arlo U. Landolt notó que esta estrella variaba con un período de aproximadamente 12,5 minutos. [10] La razón por la que su período es más largo de lo previsto se debe a la naturaleza de la propia estrella, que, al igual que otras enanas blancas variables pulsantes, se deriva de las pulsaciones de las ondas de gravedad . [1] , § 7. En 1970 se descubrió que otra enana blanca, Ross 548 , poseía las mismas características de variabilidad que la anterior; [11] en 1972 , se le otorgó la designación de estrella variable ZZ Ceti . [12] El nombre ZZ Ceti también se refiere a esta clase de enanas blancas pulsantes con atmósfera de hidrógeno, también llamadas DAV . [1] Estas estrellas tienen períodos que van desde 30 segundos a 25 minutos y todas están en la banda delgada de excursión térmica de 12.500 a 11.100 K. [13] Se obtienen las mediciones de la tasa de cambio del período para las pulsaciones de onda de la gravedad en ZZ Ceti. directamente de una escala de tiempo para una enana blanca de clase DA, a partir de la cual también se puede deducir una medición independiente de la edad del disco galáctico . [14]

Estrellas DBV

En 1982 , algunos cálculos sugirieron que la atmósfera de helio de enanas blancas de clase espectral DB y con una temperatura superficial de 19.000 K también podría pulsar. [15] Examinando este tipo de estrellas se encontró que la enana blanca GD 358 era en realidad una variable con un espectro DB, que así se convirtió en el prototipo de las estrellas DBV . [16] Fue la primera vez que se predijo un nuevo tipo de variable antes de su descubrimiento. [17] En 1985, esta estrella recibió la designación de estrella variable, convirtiéndose en V777 Her , que también se ha convertido en un nombre alternativo para toda la clase de variables DBV. [2] [18] Estas estrellas tienen una temperatura efectiva de alrededor de 25.000 k. [1]

Estrellas de GW Vir

La tercera clase conocida de enanas blancas variables es la que se conoce como la clase GW Vir , a veces subdividida en estrellas DOV y PNNV ; su prototipo es PG 1159-035 . [3] La variabilidad de esta estrella se observó por primera vez en 1979 [19] y se le dio la designación estelar GV Vir en 1985 , [18] de donde la clase tomó su nombre. Estas estrellas no son estrictamente enanas blancas, sino que se encuentran en una fase de transición en el diagrama HR entre la rama asintótica de las gigantes y la rama de las enanas blancas; se las puede llamar "enanas preblancas". [3] [5] Son estrellas extremadamente calientes, con una temperatura superficial entre 75.000 K y 200.000 K, con una atmósfera dominada por helio, carbono y oxígeno. Pueden tener una gravedad superficial baja (log g ≤ 6.5.) [3] y se cree que estas estrellas pueden convertirse en estrellas de clase DO al enfriarse. [3]

El período del movimiento vibratorio de las estrellas GW Vir va de un mínimo de 300 a un máximo de 500 segundos; [3] cómo se excitan las pulsaciones en este tipo de estrellas se estudió por primera vez en la década de 1980 , [20] pero siguió siendo un enigma durante otros veinte años. [21] Desde el principio se creyó que el mecanismo de excitación era causado por el llamado mecanismo κ asociado con el carbono y el oxígeno en la envoltura bajo la atmósfera, pero se creyó que este mecanismo no podría funcionar si el helio también hubiera estado presente. en el sobre. Por el contrario, ahora parece que la inestabilidad también se produce en presencia de helio. [22]

Estrellas DQV

En 2007 se descubrió una nueva clase de enanas blancas, con un tipo espectral DQ y muy calientes, con una atmósfera dominada por carbono. [23] En teoría, estas enanas blancas deberían pulsar a temperaturas en las que su atmósfera debe estar parcialmente ionizada . Las observaciones realizadas en el Observatorio McDonald sugieren que SDSS J142625.71 + 575218.3 es una de estas estrellas; si se confirma, sería el primer miembro de una nueva clase de enanas blancas pulsantes, las estrellas DQV . Sin embargo, también es posible que sea una enana blanca binaria con un disco de acumulación de carbono-oxígeno. [6]

Nota

  1. ^ a b c d e Física de las estrellas enanas blancas , D. Koester y G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), págs. 837-915.
  2. ^ a b 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 .
  3. ^ a b c d e f g h Mapeo de los dominios de inestabilidad de las estrellas GW Vir en el diagrama de gravedad efectiva de temperatura-superficie , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 ( 2007), págs. 219–248.
  4. ^ §1, Detección de pulsaciones en modo g no radiales en la estrella PG 1159 recién descubierta HE 1429-1209 , T. Nagel y K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), págs. L45 - L48.
  5. ^ a b El alcance y la causa de la tira de inestabilidad pre-enana blanca , MS O'Brien, Astrophysical Journal 532 , # 2 (abril de 2000), págs. 1078-1088.
  6. ^ a b c 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, código Bib: 2008ApJ ... 678L..51M, doi: 10.1086 / 588286.
  7. ^ Astrosismología de las estrellas enanas blancas , 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.
  8. ^ Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables, ZZ Ceti variables , en cdsweb.u-strasbg.fr , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Obtenido el 6 de junio de 2007 (archivado desde el original el 5 de febrero de 2007) .
  9. ^ Oscilaciones estelares de período ultracorto. I.Resultados de White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273 y Scorpius XR-1 , George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker y James E. Hesser, Astrophysical Journal 148 , # 3 (junio de 1967 ), págs. L161 - L163.
  10. ^ Una nueva variable azul de período corto , Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153 , # 1 (julio de 1968), págs. 151-164.
  11. ^ Oscilaciones estelares de alta frecuencia. USTED. R548, una enana blanca periódicamente variable , Barry M. Lasker y James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (febrero de 1971), págs. L89 - L93.
  12. ^ 58 Lista de nombres de estrellas variables , BV Kukarkin, PN Kholopov, NP Kukarkina, NB Perova, Boletín de información sobre estrellas variables , # 717, 21 de septiembre de 1972.
  13. ^ P. Bergeron, Fontaine, G, Sobre la pureza de la tira de inestabilidad de ZZ Ceti: descubrimiento de enanas blancas DA más pulsantes sobre la base de la espectroscopia óptica , en journals.uchicago.edu , The Astrophysical Journal. Obtenido el 6 de junio de 2007 (archivado desde el original el 20 de junio de 2012) .
  14. ^ SO Kepler, G. Vauclair, RE Nather, DE Winget y EL Robinson, G117-B15A - ¿Cómo está evolucionando? , sobre enanas blancas; Proceedings of IAU Colloquium 114th, Hanover, NH, 15-19 de agosto de 1988 (A90-32719 13-90) , Berlín y Nueva York: Springer-Verlag, 1989. Consultado el 7 de junio de 2007 .
  15. ^ Impulsión de hidrógeno y el borde azul de los modelos de estrellas ZZ Ceti estratificados en composición , 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.
  16. ^ Observaciones fotométricas de GD 358: DB pulsan las enanas blancas , DE Winget, EL Robinson, RD Nather y G. Fontaine, Astrophysical Journal 262 (1 de noviembre de 1982), págs. L11 - L15.
  17. ^ White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, en Stellar remanentes , SD Kawaler, I. Novikov y G. Srinivasan, editado por Georges Meynet y Daniel Schaerer, Berlín: Springer, 1997. Notas de la conferencia para el curso avanzado número 25 de Saas-Fee ISBN 3-540-61520-2 .
  18. ^ a b 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.
  19. ^ PG1159-035: Un nuevo, caliente, degenerado pulsante sin DA , 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.
  20. ^ Un mecanismo de pulsación para variables de GW Virginis , Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585 , # 2 (marzo de 2003), págs. 975–982.
  21. ^ Un mecanismo de inestabilidad para variables de 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).
  22. ^ Nuevos cálculos de pulsaciones no adiabáticas en modelos evolutivos completos PG 1159: revisión de la tira teórica de inestabilidad de GW Virginis , AH Córsico, LG Althaus y MM Miller Bertolami, Astronomy and Astrophysics 458 , # 1 (octubre de 2006), págs. 259-267.
  23. ^ 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, Bibcode: 2007 Nat. 450..522D, doi: 10.1038 / nature06318

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