Una nana bianca pulsante è una stella nana bianca con luminosità variabile a causa delle onde gravitazionali non radiali pulsanti nella sua parte interna. I tipi noti di nane bianche pulsanti includono le stelle DAV , o ZZ Ceti , di tipo DA con atmosfera dominata da idrogeno , quelle di tipo DBV o V777 Her , di tipo spettrale DB, con atmosfera dominata da elio , e stelle GW Vir , di tipo spettrale PG 1159 con atmosfera dominata da elio , carbonio e ossigeno (alcuni autori includono anche stelle non PG 1159 nella classe delle stelle GW Vir). Le stelle GW Vir possono essere suddivise in stelle DOV e PNNV . Non sono, in senso stretto, nane bianche, ma nane pre-bianche che non hanno ancora raggiunto la regione della nana bianca sul diagramma Hertzsprung-Russell . È stato anche proposto un sottotipo di stelle DQV , con un'atmosfera dominata dal carbonio .
Tutte queste variabili mostrano lievi variazioni nell'emissione di luce (dall'1 al 30%), risultanti dalla sovrapposizione di più modi vibratori i cui periodi variano da mille a centomila secondi. Le osservazioni di queste variazioni forniscono prove asterosismologiche all'interno delle nane bianche.
Tipi di nane bianche pulsanti | |
DAV ( GCVS : ZZA ) | tipo spettrale DA, avente solo righe di assorbimento dell'idrogeno nel loro spettro |
DBV (GCVS: ZZB ) | tipo spettrale DB, avente solo righe di assorbimento di elio nel proprio spettro |
GW Vir (GCVS: ZZO ) | Atmosfera composta principalmente da C, He e O; può essere diviso in stelle DOV e PNNV |
DQV | tipo spettrale DQ; atmosfera calda dominante di carbonio |
I primi calcoli suggerivano che le nane bianche avrebbero dovuto variare con periodi di circa 10 secondi, ma la ricerca negli anni '60 non ebbe successo nell'osservare questo fenomeno.
La prima nana bianca variabile trovata fu HL Tau 76 , nel 1965 e nel 1966. Arlo U. Landolt osservò una variazione del periodo di circa 12,5 minuti. La ragione di questo periodo di variabilità HL Tau 76 più lungo del previsto, come con altre nane bianche variabili pulsanti note, deriva da impulsi non radiali di onde gravitazionali . Nel 1970 fu scoperta un'altra nana bianca, ZZ Ceti , con lo stesso tipo di variabilità di HL Tau 76; nel 1972 è stata designata come stella variabile ZZ Ceti . Il nome ZZ Ceti si riferisce anche a questa classe di nane bianche pulsanti variabili, che, trattandosi di nane bianche con atmosfera di idrogeno, è anche chiamata DAV . Il loro periodo è da 30 secondi a 25 minuti e si trovano in una gamma più ristretta di temperatura effettiva , tra circa 11.000 e 12.500 K . La misurazione della velocità di variazione nel tempo del periodo di pulsazione dell'onda di gravità stellare ZZ Ceti è una misura diretta della scala del tempo di raffreddamento di una nana bianca di tipo DA , che a sua volta può fornire una misura indipendente dell'età di il disco galattico interessato
Nel 1982, i calcoli di DE Winget e dei suoi colleghi suggerirono che anche le atmosfere di elio delle nane bianche di tipo DB con temperature intorno ai 19.000 K dovrebbero essere pulsanti. Winget ha quindi cercato tali stelle e ha scoperto che GD 358 (in) era una variabile DB nana bianca, o DBV. È stata la prima previsione di una classe di stelle variabili prima della loro osservazione. Nel 1985, a questa stella è stato dato il nome V777 Her , che è anche un'altra designazione per questa classe di stelle variabili. Queste stelle sono temperatura effettiva di circa 25.000 K .
La terza classe di nane bianche pulsanti identificate sono le stelle GW Vir , a volte suddivise in stelle DOV e PNNV . Il loro prototipo è PG 1159-035 . Fu nel 1979 che fu osservata la variabilità di questa stella, anch'essa un prototipo della classe di stelle PG 1159 , e nel 1985 ricevette la designazione di stella variabile GW Vir , che diede il nome alla classe. Queste stelle non sono nane bianche in senso stretto; sul diagramma Hertzsprung-Russell , sono piuttosto stelle in posizione intermedia tra il ramo asintotico dei giganti e la regione delle nane bianche. Possiamo chiamarle nane pre-bianche . Sono calde con temperature superficiali comprese tra 75.000 K e 200.000 K e hanno atmosfere dominate da elio , carbonio e ossigeno . Possono avere una gravità superficiale relativamente bassa (log g ≤ 6,5). Si ritiene che queste stelle alla fine si raffredderanno e diventeranno nane bianche di tipo DO. Il periodo dei modi di vibrazione delle stelle GW Vir si estende da circa 200 sa 5000 s . È stato negli anni '80 che abbiamo iniziato a studiare come vengono eccitati questi impulsi, ma è rimasto incerto per quasi 20 anni. Fin dall'inizio, si credeva che il meccanismo di eccitazione fosse causato dal meccanismo soprannominato meccanismo-κ associato al carbonio ionizzato e all'ossigeno nell'involucro sotto la fotosfera, ma si credeva che questo meccanismo non avrebbe funzionato in presenza di elio in questo stessa busta. Tuttavia, è emerso che l'instabilità può verificarsi in presenza di elio.
Patrick Dufour, James Liebert ei loro colleghi hanno recentemente scoperto una nuova classe di nane bianche, il tipo spettrale DQ, caldo con un'atmosfera dominata dal carbonio. Teoricamente, queste nane bianche pulsano a temperature in cui la loro atmosfera è parzialmente ionizzata. Le osservazioni al McDonald Observatory suggeriscono che SDSS J142625.71 + 575218.3 sia una nana bianca di questo tipo; in questo caso, sarebbe il primo del nuovo tipo ( DQV ) di nana bianca pulsante. Tuttavia, questa può anche essere una nana bianca binaria con un disco di accrescimento di carbonio - ossigeno .
Questo articolo è basato su una traduzione dalla Wikipedia in inglese, i riferimenti di seguito sono in inglese.