enana blanca pulsante

Una enana blanca pulsante es una estrella enana blanca cuya luminosidad varía debido a pulsaciones de ondas gravitacionales no radiales dentro de sí misma. Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes incluyen las estrellas DAV , o ZZ Ceti , con atmósferas dominadas por hidrógeno y el tipo espectral DA; ^{[ 1 ]} las estrellas DBV , o V777 Her , con atmósferas dominadas por helio y el 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 pre-enanas blancas que aún no han alcanzado la región de 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 de la primera enana blanca variable de masa extremadamente baja ( ELMV ). ^{[ 8 ]}

Todas estas variables presentan pequeñas variaciones (1%–30%) en la emisión de luz, que surgen de una superposición de modos vibracionales con periodos de cientos a miles de segundos. La observación de estas variaciones proporciona evidencia astrosismológica sobre el interior de las enanas blancas. ^{[ 9 ]}

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 predicho es que la variabilidad de HL Tau 76, como la de las otras enanas blancas variables pulsantes conocidas, surge de pulsaciones de ondas de gravedad no radiales . ^{[ 14 ]} En 1970, se encontró 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, como consiste en enanas blancas con atmósferas de hidrógeno, también se llama DAV . ^{[ 17 ]} Estas estrellas tienen períodos 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 del período con el tiempo para las pulsaciones de ondas gravitacionales 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 del disco galáctico . ^{[ 19 ]}

En 1982, los cálculos de Don Winget y sus colaboradores sugirieron que las enanas blancas DB con atmósfera de helio y temperaturas superficiales de alrededor de 19 000 K también deberían pulsar. ^{[ 21 ]} Winget buscó entonces tales estrellas y descubrió que GD 358 era una enana blanca DB variable, o DBV . ^{[ 20 ]} Esta fue la primera predicción de una clase de estrellas variables antes de su observación. ^{[ 22 ]} En 1985, a esta estrella se le dio 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 ]}

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 PG 1159-035 . ^{[ 5 ]} Esta estrella (también prototipo para la clase de estrellas PG 1159 ) fue observada variando 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 enanas blancas. Pueden ser llamadas pre-enanas 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 periodos de los modos vibracionales de las estrellas GW Vir varían desde aproximadamente 300 hasta aproximadamente 5000 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 enigma 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 y el oxígeno ionizados en la envoltura debajo de la fotosfera, pero se creía que este mecanismo no funcionaría si hubiera helio en la envoltura. Sin embargo, ahora parece que la inestabilidad puede existir incluso en presencia de helio. ^{[ 30 ]}

Patrick Dufour, James Liebert y sus colaboradores descubrieron recientemente una nueva clase de enanas blancas, con tipo espectral DQ y atmósferas calientes dominadas por carbono. ^{[ 31 ]} Teóricamente, estas enanas blancas deberían pulsar a temperaturas donde sus atmósferas están parcialmente ionizadas. Las observaciones realizadas en el Observatorio McDonald sugieren que SDSS J142625.71+575218.3 es una de estas enanas blancas; 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 de enanas blancas con un disco de acreción de carbono - oxígeno . ^{[ 7 ]}

• G 117-B15A
• Banda de inestabilidad
• Pulsación estelar

• Koester, D.; Chanmugam, G. (1990). "REVISIÓN: Física de las estrellas enanas blancas" (PDF) . Reports on Progress in Physics . 53 (7): 837– 915. Bibcode : 1990RPPh...53..837K . doi : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . ISSN 0034-4885 . S2CID 250915046 .  
• Quirion, PO; Fontaine, G.; Brassard, P. (1 de julio de 2007). "Mapeo de los dominios de inestabilidad de las estrellas GW Vir en el diagrama de temperatura efectiva-gravedad superficial" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 171 (1): 219– 248. Bibcode : 2007ApJS..171..219Q . doi : 10.1086/513870 . ISSN 0067-0049 . 

• Tablas de datos de enanas blancas variables , Paul A. Bradley, versión del 22 de marzo de 2005. Consultado en línea el 7 de junio de 2007.
• Un informe de progreso sobre la determinación empírica de la franja de inestabilidad ZZ Ceti , A. Gianninas, P. Bergeron y G. Fontaine, arXiv:astro-ph/0612043.
• Asterosismología de estrellas enanas blancas , DE Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10 , #49 (14 de diciembre de 1998), pp.  11247 – 11261. DOI 10.1088/0953-8984/10/49/014.