Étoile PG 1159

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Une étoile PG1159, également fréquemment appelée étoile prédégénérée[1] est une étoile avec une atmosphère déficiente en hydrogène, subissant un état transitoire entre celui d'étoile centrale d'une nébuleuse planétaire et celui de naine blanche. Ces étoiles sont chaudes, avec une température effective de surface variant entre 75 000 et 200 000 kelvins[2], et des spectres caractérisés par une atmosphère pauvre en hydrogène et des raies d'absorption de l'hélium, du carbone et de l'oxygène. Leur gravité à la surface se situe typiquement entre 104 et 106 mètres par seconde carrée, soit entre 1000 et 100 000 g[3]. Certaines étoiles PG 1159 sont toujours en phase de fusion de l'hélium[4]. Les étoiles PG 1159 sont ainsi désignées d'après le nom de leur prototype, PG 1159-035 (en). Cette étoile, découverte lors de l'étude en ultraviolet extrême de Palomar-Green des objets stellaires astronomiques était la première étoile de type PG 1159 à être découverte[5].

Les étoiles PG 1159, après qu'elles ont quitté la branche asymptotique des géantes, réallument la fusion de l'hélium. Il en résulte que l'atmosphère d'une étoile PG 1159 est un mélange de matière située entre les noyaux d'hydrogène en fusion et celui d'hélium en fusion de son étoile génitrice de la branche asymptotique des géantes[4]. On pense qu'elles perdent finalement de la masse, se refroidissent et deviennent des naines blanches de type DO (en)[2],[6].

Quelques étoiles PG 1159 ont des luminosités variables. Ces étoiles varient légèrement (5 à 10 %) du fait de pulsations non-radiales d'ondes de gravité depuis leur partie interne. Elles vibrent selon un grand nombre de modes de vibrations simultanés, avec des périodes typiques situées entre 300 et 3000 secondes [7],[8]. La première étoile de ce type est aussi PG 1159-035, dont la variabilité a été étalie en 1979[9], et a reçu la désignation d'étoile variable GW Vir en 1985[10]. Ces étoiles sont baptisées étoiles GW Vir d'après le nom de leur prototype, ou bien la classe peut être dédoublée en étoiles de type DOV et PNNV[8],[11].

Sources[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ Jaschek et Jaschek, « CARBON C »
  2. ↑ a et b Observational constraints on the evolutionary connection between PG 1159 stars and DO white dwarfs, S. D. Huegelmeyer, S. Dreizler, K. Werner, J. Krzesinski, A. Nitta, and S. J. Kleinman. arXiv:astro-ph/0610746.
  3. ↑ Pour mémoire, Gà la surface de la Terre ~9,81
  4. ↑ a et b The Elemental Abundances in Bare Planetary Nebula Central Stars and the Shell Burning in AGB Stars, Klaus Werner and Falk Herwig, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 118, #840 (February 2006), pp. 183-204,
  5. ↑ The Palomar-Green catalog of ultraviolet-excess stellar objects, R. F. Green, M. Schmidt, and J. Liebert, Astrophysical Journal Supplement 61 (June 1986), pp. 305-352. CDS ID II/207.
  6. ↑ Determination of Mass-Loss Rates of PG 1159 Stars from Far-Ultraviolet Spectroscopy, Lars Koesterke and Klaus Werner, Astrophysical Journal 500 (Juin 1998), pp. L55-L59.
  7. ↑ Asteroseismology of white dwarf stars, D. E. Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10, #49, 14 décembre 1998, pp. 11247-11261. DOI 10.1088/0953-8984/10/49/014.
  8. ↑ a et b 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.
  9. ↑ 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.
  10. ↑ 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, 8 mars 1985.
  11. ↑ §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.

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