Пульсирующий белый карлик

Пульсирующие белые карлики — один из типов пульсирующих переменных звёзд. Светимость этих белых карликов меняется из-за их нерадиальных пульсаций, вызванных волнами гравитации (gravity wave) (не гравитационными волнами!)^[1]. У этих звёзд наблюдаются небольшие (1 % — 30 %) изменения светимости, которые получаются в результате наложения нескольких колебаний с периодами от сотен до тысяч секунд. Эти пульсации представляют интерес для астросейсмологии и дают информацию о внутреннем устройстве белых карликов^[2].

Известные пульсирующие белые карлики делятся на такие типы:

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

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]. Причина того, что период оказался больше, чем предсказывалось, — то, что переменность HL Тельца 76, как и у других пульсирующих белых карликов, возникает из-за нерадиальных пульсаций^{[4], § 7}. В 1970 году было установлено, что другой белый карлик, Росс 548 (англ.), имеет тот же тип переменности что и HL Тельца 76^[12], в 1972 году, ему было присвоено обозначение ZZ Кита^[13]. Звёздами типа ZZ Кита называют весь класс пульсирующих переменных белых карликов, в атмосфере которых преобладает водород (DAV-звёзды)^{[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 пульсаций, вызванных волнами 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 по её названию этот класс переменных звезд также называют звёздами типа V777 Геркулеса^{[19]; [5], p. 3525}. Они 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}; также эта звезда является прототипом более широкого класса не обязательно переменных звёзд — звёзд типа PG 1159 (англ.). У этой звезды переменность впервые наблюдалась в 1979 году^[20], а в 1985 году она получила обозначение GW Девы^[19], дав название новому классу переменных 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 κ-механизмом (англ.), 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, спектрального класса 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, и 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 возникают 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. DOI:10.1088/0953-8984/10/49/014. (англ.)
3. ↑ ^{1 2 3} GCVS Variability Types, N.N. Samus, Moscow Inst. Astron., O.V. Durlevich Sternberg Astron. Inst., Moscow 12-Feb-2009 (англ.)
4. ↑ ^{1 2 3 4 5} 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. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7} 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. ↑ § 1, 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. ↑ ^{1 2} 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. ↑ ^{1 2} SDSS J142625.71+575218.3: A Prototype for a New Class of Variable White Dwarf, M. H. Montgomery et al., Astrophysical Journal 678, #1 (May 2008), pp. L51–L54, DOI: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. ↑ Bergeron, P.; Fontaine, G 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. ↑ Kepler, S.O.; G. Vauclair, R. E. Nather, D. E. Winget, and E. L. Robinson 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. ↑ ^{1 2} 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. ↑ White dwarf stars with carbon atmospheres, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine, and N. Behara, Nature 450, #7169 (November 2007), pp. 522–524, DOI:10.1038/nature06318 (англ.)