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Enana blanca pulsante

Una enana blanca pulsante es una estrella enana blanca cuya luminosidad varía debido a pulsaciones de ondas de gravedad no radiales dentro de sí misma. Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes incluyen estrellas DAV , o ZZ Ceti , con atmósferas dominadas por hidrógeno y de tipo espectral DA; [1] Estrellas DBV , o V777 Her , con atmósferas dominadas por helio y de tipo espectral DB; [2] y las estrellas GW Vir , con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno , y el tipo espectral PG 1159 . (Algunos autores también incluyen estrellas que no son PG 1159 en la clase de estrellas GW Vir). Las estrellas GW Vir pueden subdividirse en estrellas DOV y PNNV ; [3] [4] no son, estrictamente hablando, enanas blancas, sino enanas preblancas que aún no han alcanzado la región de las enanas blancas en el diagrama de Hertzsprung-Russell . [5] [6] También se ha propuesto un subtipo de estrellas DQV , con atmósferas dominadas por carbono , [7] y en mayo de 2012, se informó sobre la primera enana blanca de masa variable extremadamente baja ( ELMV ). [8]

Todas estas variables exhiben pequeñas variaciones (1% –30%) en la producción de luz, que surgen de una superposición de modos vibratorios con períodos de cientos a miles de segundos. La observación de estas variaciones proporciona evidencia astrosismológica sobre el interior de las enanas blancas. [9]

estrellas DAV

Los primeros cálculos sugirieron que las enanas blancas deberían variar con períodos de alrededor de 10 segundos, pero las búsquedas en la década de 1960 no lograron observar esto. [11] [12] La primera enana blanca variable encontrada fue HL Tau 76 ; en 1965 y 1966, Arlo U. Landolt observó que variaba con un período de aproximadamente 12,5 minutos. [13] La razón por la que este período es más largo de lo previsto es que la variabilidad de HL Tau 76, como la de otras enanas blancas pulsantes variables conocidas, surge de pulsaciones de ondas de gravedad no radiales . [14] En 1970, se descubrió que otra enana blanca, Ross 548 , tenía el mismo tipo de variabilidad que HL Tau 76; [15] en 1972, se le dio la designación de estrella variable ZZ Ceti . [16] El nombre ZZ Ceti también se refiere a esta clase de enanas blancas variables pulsantes, que, al estar formada por enanas blancas con atmósferas de hidrógeno, también se denomina DAV . [17] Estas estrellas tienen períodos de entre 30 segundos y 25 minutos y se encuentran en un rango bastante estrecho de temperaturas efectivas entre aproximadamente 12.500 y 11.100 K. [18] La medición de la tasa de cambio de período con el tiempo para las pulsaciones de ondas de gravedad en las estrellas ZZ Ceti es una medición directa de la escala de tiempo de enfriamiento para una enana blanca DA , que a su vez puede dar una medición independiente de la edad de la disco galáctico . [19]

estrellas DBV

Una curva de luz blanca para GD 358, adaptada de Winget et al. (1982) [20]

En 1982, los cálculos de Don Winget y sus compañeros de trabajo sugirieron que las enanas blancas DB con atmósfera de helio y temperaturas superficiales de alrededor de 19.000 K también deberían pulsar. [21] Winget luego buscó tales estrellas y descubrió que GD 358 era una enana blanca variable DB, o DBV . [20] Esta fue la primera predicción de una clase de estrellas variables antes de su observación. [22] En 1985, esta estrella recibió la designación V777 Her , que también es otro nombre para esta clase de estrellas variables. [2] [23] Estas estrellas tienen temperaturas efectivas de alrededor de 25.000 K. [24]

Estrellas GW Vir

Una curva de luz para GW Virginis, adaptada de Winget et al. (1985) [25]

La tercera clase conocida de enanas blancas variables pulsantes son las estrellas GW Vir , a veces subdivididas en estrellas DOV y PNNV . Su prototipo es el PG 1159-035 . [5] Se observó que esta estrella (también el prototipo de la clase de estrellas PG 1159 ) variaba en 1979, [26] y recibió la designación de estrella variable GW Vir en 1985, [23] dando su nombre a la clase. Estas estrellas no son, estrictamente hablando, enanas blancas; más bien, son estrellas que se encuentran en una posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell entre la rama gigante asintótica y la región de la enana blanca. Se les puede llamar enanas pre-blancas . [5] [6] Son calientes, con temperaturas superficiales entre 75.000 K y 200.000 K, y tienen atmósferas dominadas por helio , carbono y oxígeno . Pueden tener gravedades superficiales relativamente bajas (log g  ≤ 6,5). [27] Se cree que estas estrellas eventualmente se enfriarán y se convertirán en enanas blancas DO. [5]

Los períodos de los modos vibratorios de las estrellas GW Vir oscilan entre unos 300 y unos 5.000 segundos . [27] La ​​forma en que se excitan las pulsaciones en las estrellas GW Vir se estudió por primera vez en la década de 1980 [28] , pero siguió siendo un misterio durante casi veinte años. [29] Desde el principio, se pensó que el mecanismo de excitación era causado por el llamado mecanismo κ asociado con el carbono ionizado y el oxígeno en la envoltura debajo de la fotosfera, pero se pensó que este mecanismo no funcionaría si el helio estuviera presente en la envoltura. Sin embargo, ahora parece que puede existir inestabilidad incluso en presencia de helio. [30]

estrellas DQV

Patrick Dufour, James Liebert y sus colaboradores han descubierto recientemente una nueva clase de enanas blancas, con tipo espectral DQ y atmósferas calientes dominadas por carbono. [31] En teoría, estas enanas blancas deberían pulsar a temperaturas en las que sus atmósferas estén parcialmente ionizadas. Las observaciones realizadas en el Observatorio McDonald sugieren que SDSS J142625.71+575218.3 es una enana blanca; De ser así, sería el primer miembro de una nueva clase, DQV , de enanas blancas pulsantes. Sin embargo, también es posible que se trate de un sistema binario enana blanca con un disco de acreción carbono - oxígeno . [7]

Ver también

Notas

  1. ^ Koester y Chanmugam 1990, pág. 891–895.
  2. ^ ab Murdin, Paul, ed. (2001). Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica . Bristol: Grupo editorial de la naturaleza. pag. 3525.ISBN​ 978-0-333-75088-9.
  3. ^ Nagel, T.; Werner, K. (1 de noviembre de 2004). "Detección de pulsaciones en modo g no radial en la estrella PG 1159 HE 1429-1209 recién descubierta". Astronomía y Astrofísica . 426 (2): L45-L48. arXiv : astro-ph/0409243 . Código Bib : 2004A y A...426L..45N. doi :10.1051/0004-6361:200400079. ISSN  0004-6361. S2CID  9481357.§1.
  4. ^ ab Quirion, Fontaine y Brassard 2007, §1.1, 1.2.
  5. ^ abcd Quirion, Fontaine y Brassard 2007, §1.1.
  6. ^ ab O'Brien, MS (1 de abril de 2000). "El alcance y la causa de la franja de inestabilidad anterior a la enana blanca". La revista astrofísica . 532 (2): 1078–1088. arXiv : astro-ph/9910495 . Código bibliográfico : 2000ApJ...532.1078O. doi :10.1086/308613. ISSN  0004-637X. S2CID  115958740.
  7. ^ abc Montgomery, MH; Williams, Kurtis A.; Winget, DE; Dufour, Patricio; DeGennaro, Steven; Liebert, James (2008). "SDSS J142625.71+575218.3: un prototipo para una nueva clase de enana blanca variable". Las cartas del diario astrofísico . 678 (1): L51. arXiv : 0803.2646 . Código Bib : 2008ApJ...678L..51M. doi :10.1086/588286. ISSN  1538-4357. S2CID  15385909.
  8. ^ ab Hermes, JJ; Montgomery, MH; Winget, DE; Marrón, Warren R.; Kilic, Mukremin; Kenyon, Scott J. (1 de mayo de 2012). "SDSS J184037.78 + 642312.3: la primera enana blanca pulsante de masa extremadamente baja". Las cartas del diario astrofísico . 750 (2): L28. arXiv : 1204.1338 . Código Bib : 2012ApJ...750L..28H. doi :10.1088/2041-8205/750/2/L28. ISSN  0004-637X. S2CID  119188878.
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Referencias

Enlaces externos y lecturas adicionales