Zz-ceti-stern – wikipedia

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Le Zz-cei-starne sont une classe de naines blanches à évolution de la pulsation, qui portent le nom du prototype ZZ Ceti dans la constellation de Walfisch (Lat. Cetus).

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Le concept des étoiles ZZ-CETI est utilisé à la fois comme synonyme de toutes les naines blanches qui changent de pulsation ainsi que pour un sous-groupe des nains blancs qui changent de pulsation. L’amplitude des changements de luminosité de toutes les étoiles ZZ-CETI est faible avec moins de 0,3, avec des périodes de quelques minutes. Les vibrations dans les atmosphères de toutes les étoiles ZZ-CETI sont le résultat d’ondes G non radiales.

Les nains blancs pulsants sont divisés en plusieurs classes:

  • Le Le dav-stern ( GCVS: ZZA ) sont également appelés aux étoiles classiques de ZZ-CETI car elles ont été découvertes comme les premières naines blanches variables. Leur position dans le diagramme Hertzsprung-Russel est l’extension de la bande d’instabilité dans la piste de refroidissement des nains blancs. Le mécanisme Kappa qui contrôle les pulsations réside dans la zone d’ionisation de l’hydrogène. Les spectres montrent une atmosphère hydrogène caractéristique avec une température efficace entre 11 100 et 12 500 K.
  • Le Étoiles DBV ( GCVS: ZZB ) ou aussi V777-Hercules-Stern Montrez une atmosphère d’hélium presque pure, le mécanisme de suggestion est suspecté dans ces étoiles dans la zone d’ionisation de l’hélium. La température effective des étoiles DBV se situe entre 19 000 et 25 000 K. En tant que mécanisme de réinitialisation, la force gravitationnelle est supposée, dans le cas de périodes de pulsations entre 100 et 1100 secondes. [d’abord]
  • Le Étoiles DQV Montrez dans leurs lignes de spectres du carbone neutre ou simplement ionisé ou les gangs de cygne. La composition chimique inhabituelle de ces naines blanches pourrait être créée par des impulsions thermiques tardives, ou l’étoile de la prévision était une étoile super-AGB. La cause de la variabilité n’est pas connue. [2]
  • Le Gw-virginis- (GCVS: 1 ) ou PG1159 Stars Une température efficace encore plus élevée entre 75 000 et 200 000 K. Ce sont des étoiles post-ABB qui se convertissent en nains blancs. Le mécanisme Kappa des étoiles GW-VIR est probablement basé sur l’ionisation cyclique du carbone et de l’oxygène. Les étoiles PG1159 montrent un fort enrichissement de l’hélium et du carbone dans leurs atmosphères. Ceci est interprété comme à la suite d’une impulsion thermique tardive. [3] Le concept des étoiles GW Virginis est également utilisé pour pulser les naines blanches dans les systèmes cataclysmiques à double étoile. Ce sont des étoiles doubles étroites d’une naine blanche accrèdant et d’une étoile d’accompagnement de masse. Si l’écoulement vers le nain blanc est faible, il est possible d’observer et d’analyser les vibrations du nain blanc. [4]
  • Nains blancs avec une masse de moins de 0,35 masses solaires (M ☉ ) et les températures entre 8500 et 10 000 K sont ELMV (variables de masse extrêmement faible) Oder El-Dog-Hunting-Stern Bezeichnet. [5]
  • Aucune classe n’a encore été affectée au nain blanc SDSS J184037.78 + 642312.3. C’est la première naine blanche pulsante très petite (inférieure à 0,25 m ☉ ) avec un noyau d’hélium et une atmosphère d’hydrogène épaisse. Les périodes de pulsation sont de 4700 secondes et la température à 9100 K. Ces nains blancs à moins de 0,25 m ☉ ont surtout trouvé dans les systèmes doubles en tant que compagnons de pulsaires de millisecondes. [6]

Occurrence dans les catalogues d’étoiles [ Modifier | Modifier le texte source ]]

Le catalogue général des étoiles variables n’est actuellement pas une centaine d’étoiles avec l’abréviation Zz , Par derrière , Zb ou 1 , avec lequel pas entièrement 0,2% de toutes les étoiles de ce catalogue font partie de la classe des étoiles ZZ-CETI ou d’une sous-catégorie. [7]

En raison des courtes périodes de quelques secondes à quelques minutes, les étoiles ZZ-CETI sont la destination préférée de l’astéroseisme. L’analyse des vibrations est basée sur la structure de l’étoile. L’astérosismologie peut déterminer les tailles suivantes dans les nains blancs:

L’astérosismologie est un moyen de vérifier indépendamment les simulations du développement des étoiles. Il est observé dans les étoiles ZZ-CETI que seules quelques modes sont stimulées. En revanche, selon les calculs théoriques, une variété de mode de vibration devrait pulser. L’analyse est rendue plus difficile par la variabilité de l’amplitude des manières de vibration individuelles. [8]

  • Cuno Hoffmeister, Gerold Richter, Wolfgang Wenzel: Stars précieuses . J. A. Barth Pamement, Legging 1990, ISBN 3-335-00224-5.
  • John R. Percy: Comprendre les étoiles variables . Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
  • C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D. W. Kurtz: Astérosismologie . Springs Publisher, Berlin 2009, ISBN 978-1-4020-5178-4.
  1. ↑ Alejandro H. Corsico U. un .: Astérosismologie du Kepler V777 sa naine blanche variable avec des modèles entièrement évolutifs . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2011, Arxiv: 1112.5882v1 .
  2. ↑ Kurtis A. Williams et al .: Variabilité photométrique dans une naine blanche DQ chaude et fortement magnétique, SDSS J103655.39 + 652252.2 . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2013, Arxiv: 1304.3165v1 .
  3. ↑ R. Gallino, O. Foreign, E. Zinner, M. Jadhav, L. Piersanti, S. Cristallo, S. Bisterzo: Nucléosynthèse Origine des étoiles PG 1159, objet de Sakurai et de sous-classes rares de grains présolaires . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2011, Arxiv: 1107.0562v1 .
  4. ↑ Helena uthas u. un.: Deux nouveaux nains blancs d’accrétion et pulsants: SDSS J1457 + 51 et BW Sculptoris . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2011, Arxiv: 1111.3956v1 .
  5. ↑ S. O. Kepler, Alejandra D. Romero: Nains blancs pulsants . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2017, Arxiv: 1706.07020V1 .
  6. ↑ A. Rordico, A. D. Romeo, L. G. Aldth, J. J. Hermes: Les propriétés sismiques des étoiles naines blanches à faible masse . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2011, Arxiv: 1209.5107 .
  7. ↑ Types de variabilité Catalogue général des étoiles variables, Sternberg Astronomical Institute, Moscou, Russie. Récupéré le 11 octobre 2019 .
  8. ↑ J. n. Fu u. A.: Astérosismologie du ZZ Ceti Star HS 0507 + 0434B . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2012, Arxiv: 1110.6226 .

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