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EIN pulsierender weißer Zwerg ist ein weißer ZwergStar von denen die Helligkeitvariiert aufgrund nicht radialer Gravitationsschwankungen seiner eigenen Masse. Zu den bekannten Arten von pulsierenden Weißen Zwergen gehören: DAV-, oder ZZ CetiaSterne, mit Atmosphären, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Spektraltyp DA; DBV-, oder V777 HerSternen, mit einer Atmosphäre, die hauptsächlich aus Helium und der Spektraltyp DB; und GW VirSterne mit Atmosphären, die hauptsächlich mit Helium gefüllt sind, Kohlenstoff und Sauerstoff, mit dem Spektraltyp PG 1159. (Manchmal werden auch Nicht-PG 1159 Sterne in die GW Vir Sterne eingeordnet.) GW Vir wird unterteilt in DOV und PNNV Sterne; Genau genommen sind dies noch keine Weißen Zwerge, sondern ein Vorläufer von ihnen, nämlich der Weiße Zwerg-Teil der Hertzsprung-Russell-Diagramm noch nicht erreicht haben. Eine Unterschicht von DQV Sterne mit kohlenstoffreichen Atmosphären wurden ebenfalls vorgeschlagen. Im Mai 2012 wurde die erste extrem massearme Variable (ELMV) Diese Variablen zeigen alle eine kleine (1%-30%) Variation der Leuchtkraft, die durch eine Überlagerung von Schwingungszuständen mit einer Periode zwischen Hunderten und Tausenden von Sekunden verursacht wird. Beobachtet man diese Variationen, Asteroseismologie Erfahren Sie mehr über den inneren Aufbau der Weißen Zwerge.
| Arten von pulsierenden Weißen Zwergen | |
| DAV (GCVS: ZZA) | Spektraltyp DA, mit nur WasserstoffAbsorptionslinien im Spektrum |
| DBV (GCVS: ZZB) | DB-Spektraltyp, mit nur Helium Absorptionslinien im Spektrum |
| GW Vir (GCVS: ZZO) | Atmosphäre hauptsächlich C, hey und Ö; sind Unterklassen DOV und PNNV Sterne |
| DQV | DQ-Spektraltyp; heiß, mit einer fast ausschließlich Kohlenstoffatmosphäre |
| ELMV | DA-Spektraltyp; |
DAV-Stars
Frühe Berechnungen legten nahe, dass Weiße Zwerge mit einer Zeitspanne von etwa 10 Sekunden variierten, aber Recherchen in den 1960er Jahren konnten dies nicht feststellen. Der erste gefundene variable Weiße Zwerg war HL Tau 76; 1965 und 1966 beobachtete Arlo U. Landolt Lichtschwankungen von etwa 12 ½ Minuten. Der Grund dafür, dass die Periode der Variation länger ist als von HL Tau 76 vorhergesagt, liegt wie bei anderen bekannten pulsierenden variablen Weißen Zwergen darin, dass sie durch nicht-radiale Pulsationen der Schwerkraft verursacht wird. Bei nicht-radialen Pulsationen bewegen sich einige Teile der Oberfläche nach außen und andere nach innen. Während radialer Pulsationen behält der Stern seine Kugelform. 1970 wurde ein weiterer weißer Zwerg gefunden, Ross 548, mit der gleichen variablen Periode wie HL Tau 76, 1972 dieser variabler Stern die Bezeichnung ZZ Cetia gegeben. Der Name ZZ Cetia bezieht sich auch direkt auf diese Klasse von pulsierenden variablen Weißen Zwergen, die, bestehend aus Weißen Zwergen mit Wasserstoffatmosphäre, DAV (dwergster ein-Typenspektrum Variable) heißt. Diese Sterne weisen Perioden zwischen 30 Sekunden und 25 Minuten auf und sind in einem engen Bereich von . angeordnet effektive Temperatur an der Oberfläche zwischen 11.100 und 12.500 k. Die Messung der Periodendaueränderungen der Pulsationen in DAV-Sternen ist auch ein Hinweis darauf, wie schnell sie abkühlen, und wird auch verwendet, um das Alter der galaktischen Scheibe zu bestimmen, in der sie sich befinden. Da ein Weißer Zwerg keine Wärme produziert, ist er umso älter, je kälter er ist.
DBV-Stars
1982 berechneten Don Winget und seine Kollegen, dass Weiße Zwerge mit einer Heliumatmosphäre (DB) mit Oberflächentemperaturen von rund 19.000 k sollte auch pulsieren. Winget machte sich dann auf die Suche nach diesen Sternen und fand GD 358, eine DB-Variable, oder DBV (dwergster B-Typenspektrum Vergiebig). Dies war die erste Vorhersage eines klassenvariablen Sterns, bevor er beobachtet wurde. 1985 hat dieser Stern die Bezeichnung V777 Her Dies ist auch ein anderer Name für diese Klasse von variablen Sternen. Diese Sterne haben eine effektive Temperatur von etwa 25.000 K.
GW Vir Sterne
Die dritte bekannte Klasse von pulsierenden, variablen Weißen Zwergen sind die GW Vir Sterne, die manchmal unterteilt sind in DOV und PNNV Sterne. Ihr Prototyp ist PG 1159-035. Dieser Stern (auch der Prototyp für die Sterne der PG 1159-Klasse) wurde 1979 in seiner Variation beobachtet und erhielt seinen Namen GW Vir 1985 und damit der Name der Klasse. Streng genommen sind diese Sterne keine Weißen Zwerge, aber diese Sterne befinden sich in einer Position des Hertzsprung-Russell-Diagramm zwischen den asymptotischer Riesenast (AGB) und der Weiße Zwerg Teil. Sie werden auch als Vorläufer eines Weißen Zwergs bezeichnet. Sie sind heiß, mit Oberflächentemperaturen zwischen 75.000 K und 200.000 K, mit Atmosphären, die hauptsächlich aus Helium, Sauerstoff und Kohlenstoff bestehen. Es ist möglich, dass sie eine relativ schwache Oberflächengravitation haben. Es wird erwartet, dass diese Sterne irgendwann abkühlen und zur Klasse der weißen Zwerge DO gehören.
Die Zeiträume der Variationen von GW-Vir-Sternen reichen von etwa 300 bis 5.000 Sekunden. Wie diese Pulsationen zustande kommen, wurde erstmals in den 1980er Jahren untersucht, blieb aber zwanzig Jahre lang weitgehend missverstanden. Von Anfang an glaubte man, dass der sogenannte Kappa-Mechanismus im ionisierten Kohlenstoff und Sauerstoff in der Hülle unter der Oberfläche für die Pulsation verantwortlich ist, aber man dachte, dass dies unmöglich wäre, wenn Helium in dieser Hülle wäre. Es wird jedoch jetzt angenommen, dass die Instabilität auch mit vorhandenem Helium möglich ist.
DQV-Sterne
Eine neue Klasse von Weißen Zwergen mit Spektraltyp DQ und heiße, kohlenstoffreiche Atmosphären, wurden kürzlich von Patrick Dufour, James Liebert und ihren Mitarbeitern entdeckt. Theoretisch sollten solche Weißen Zwerge bei Temperaturen pulsieren, bei denen ihre Atmosphäre teilweise ionisiert ist. Beobachtungen am McDonald-Observatorium in Texas, USA, legen nahe, dass SDSS J142625.71 575218.3 ein solcher Weißer Zwerg sein könnte. Das wäre aber auch Doppelstern mit einem Kohlenstoff-Sauerstoff Akkretionsscheibe kann sein.
Quelle
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