Sykkivä valkoinen kääpiö on tähti valkoinen kääpiö kirkkaus muuttuja , koska sykintään painovoiman aaltojen ei-radiaalinen sen sisäosan. Tunnettuihin sykkiviin valkoisiin kääpiöihin kuuluvat tähdet DAV tai ZZ Ceti , tyypin DA, joiden ilmakehässä on vedyn hallitsema , tyypin DBV tai V777 Her , spektrityypin DB, ilmakehän, jota hallitsee helium , ja GW Vir -tähdet , spektrityyppi PG 1159, jonka ilmakehässä hallitsee helium , hiili ja happi (jotkut kirjoittajat sisällyttävät myös muut kuin PG 1159-tähdet GW Vir-tähtien luokkaan). GW Vir tähdet voidaan jakaa DOV ja PNNV tähdet . Ne eivät ole, stricto sensu, valkoisia kääpiöitä, mutta esivalkoisia kääpiöitä, jotka eivät ole vielä saavuttaneet valkoista kääpiöaluetta Hertzsprung-Russell -kaaviossa . On myös ehdotettu DQV- tähtien alatyyppiä , jonka ilmakehässä vallitsee hiili .
Kaikissa näissä muuttujissa on vähäisiä vaihteluja valon säteilyssä (1-30%), mikä johtuu useiden värähtelymoodien päällekkäisyydestä, joiden jaksot vaihtelevat tuhannesta sataan tuhanteen sekuntiin. Näiden vaihtelujen havainnot tarjoavat asteroseismologista näyttöä valkoisten kääpiöiden sisätiloista.
Sykkivien valkoisten kääpiöiden tyypit | |
DAV ( GCVS : ZZA ) | spektriluokkaan DA, joilla on vain absorptioviivoja on vety radiotaajuuksia |
DBV (GCVS: ZZB ) | spektrityyppi DB, jonka spektrissä on vain heliumin absorptioviivoja |
GW Vir (GCVS: ZZO ) | Tunnelma koostuu pääasiassa C: stä, He: stä ja O: sta; voidaan jakaa DOV ja PNNV tähdet |
DQV | spektrityyppi DQ; lämmin hiili hallitseva ilmakehä |
Aikaisemmat laskelmat viittasivat siihen, että valkoisten kääpiöiden olisi pitänyt vaihdella noin 10 sekunnin jaksoissa, mutta 1960-luvulla tehty tutkimus ei onnistunut tämän ilmiön havainnoinnissa.
Ensimmäinen löydetty vaihteleva valkoinen kääpiö oli HL Tau 76 , vuosina 1965 ja 1966. Arlo U. Landolt havaitsi noin 12,5 minuutin jaksovaihtelun . Syy tähän ennustettua pidempään HL Tau 76 -vaihtelujaksoon, kuten muidenkin tunnettujen sykkivien muuttuvien valkoisten kääpiöiden kohdalla, johtuu ei-säteittäisistä painovoima-aaltopulsseista . Vuonna 1970 löydettiin toinen valkoinen kääpiö, ZZ Ceti , jolla oli saman tyyppinen vaihtelu kuin HL Tau 76; vuonna 1972 se nimettiin muuttuvaksi tähdeksi ZZ Ceti . ZZ Cetin nimi viittaa myös tähän vaihtelevan sykkivän valkoisen kääpiön luokkaan, jota kutsutaan myös DAV: ksi , koska se koskee vetyatmosfäärin sisältäviä valkoisia kääpiöitä . Niiden aika on 30 sekuntia 25 minuuttia, ja niitä löytyy kapeammalle tehokas lämpötilan , välillä noin 11000 ja 12500 K . Tähtien painovoima-aallon ZZ Ceti muutosnopeuden mittaaminen ajan mittaan on suora mitta DA-tyyppisen valkoisen kääpiön jäähdytysaika-asteikosta , joka puolestaan voi antaa itsenäisen mittauksen galaktisen levyn asianomaisen
Vuonna 1982 DE Wingetin ja hänen kollegoidensa laskelmat viittasivat siihen, että myös DB-tyyppisten valkoisten kääpiöiden, joiden lämpötila on noin 19 000 K, heliumilmakehän tulisi olla sykkiviä. Sitten Winget etsi tällaisia tähtiä ja huomasi, että GD 358 (sisään) oli valkoinen kääpiö DB-muuttuja eli DBV. Se oli ensimmäinen muuttuvien tähtien luokan ennuste ennen niiden tarkkailua. Vuonna 1985 tälle tähdelle annettiin nimi V777 Her , joka on myös toinen nimitys tälle muuttuvien tähtien luokalle. Nämä tähdet ovat tehokkaita lämpötila on noin 25000 K .
Kolmas luokka sykkivä valkoinen kääpiö tunnistetut ovat GW Vir tähdet , joskus jaettu DOV ja PNNV tähdet . Heidän prototyyppinsä on PG 1159-035 . Vuonna 1979 havaittiin tämän tähden vaihtelu, myös PG 1159 -tähtiluokan prototyyppi , ja se sai muuttuvan tähtimerkinnän GW Vir vuonna 1985, mikä antoi luokalle sen nimen. Nämä tähdet eivät ole tarkalleen ottaen valkoisia kääpiöitä; on Hertzsprungin-Russell kaavio , ne ovat melko tähdet väliasennossa välillä asymptoottinen haara jättiläisiä ja alueen valkoiset kääpiöt. Voimme kutsua heitä esivalkoisiksi kääpiöiksi . Ne ovat kuumia ja pintalämpötila välillä 75000 K ja 200000 K , ja on ilmakehän hallitsee heliumia , hiili ja happi . Niiden pintapaino voi olla suhteellisen pieni (log g ≤ 6,5). Uskotaan, että nämä tähdet lopulta jäähtyvät ja niistä tulee DO-tyyppisiä valkoisia kääpiöitä. Ajanjakso on värähtelymuotoja GW Vir tähdet levitteet noin 200 s 5000 s . Aloitimme 1980-luvulla tutkia kuinka nämä pulssit ovat innoissaan, mutta se pysyi epävarmana melkein 20 vuotta. Alusta alkaen uskottiin, että viritysmekanismin aiheutti mekanismin kopioitu mekanismi-κ, joka liittyi ionisoituun hiileen ja happeen fotosfäärin alla olevassa vaipassa, mutta uskottiin, että tämä mekanismi ei toimisi heliumin läsnä ollessa tässä sama kirjekuori. Vaikuttaa kuitenkin siltä, että epävakautta voi esiintyä heliumin läsnä ollessa.
Patrick Dufour, James Liebert ja heidän kollegansa löysivät äskettäin uuden luokan valkoisia kääpiöitä, spektrityyppinen DQ, kuumina ilmakehässä, jota hallitsee hiili. Teoriassa nämä valkoiset kääpiöt sykkivät lämpötiloissa, joissa niiden ilmakehä on osittain ionisoitu. Havaintoja McDonald seurantapalvelu viittaavat siihen, että SDSS J142625.71 + 575218,3 on niin valkoinen kääpiö; tässä tapauksessa se olisi ensimmäinen uuden tyyppinen ( DQV ) sykkivä valkoinen kääpiö. Kuitenkin, tämä voi myös olla binaarinen valkoinen kääpiö kanssa kertymäkiekko on hiili - happi .
Koska tämä artikkeli perustuu käännökseen englanninkielisestä Wikipediasta, alla olevat viitteet ovat englanninkielisiä.