[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2fr\/wiki1\/zz-ceti-stern-wikipedia\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2fr\/wiki1\/zz-ceti-stern-wikipedia\/","headline":"Zz-ceti-stern – wikipedia","name":"Zz-ceti-stern – wikipedia","description":"before-content-x4 Le Zz-cei-starne sont une classe de naines blanches \u00e0 \u00e9volution de la pulsation, qui portent le nom du prototype","datePublished":"2018-02-04","dateModified":"2018-02-04","author":{"@type":"Person","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2fr\/wiki1\/author\/lordneo\/#Person","name":"lordneo","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2fr\/wiki1\/author\/lordneo\/","image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","url":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","height":96,"width":96}},"publisher":{"@type":"Organization","name":"Enzyklop\u00e4die","logo":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","width":600,"height":60}},"image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Special:CentralAutoLogin\/start?type=1x1","url":"https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Special:CentralAutoLogin\/start?type=1x1","height":"1","width":"1"},"url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2fr\/wiki1\/zz-ceti-stern-wikipedia\/","wordCount":2302,"articleBody":"     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});before-content-x4Le Zz-cei-starne sont une classe de naines blanches \u00e0 \u00e9volution de la pulsation, qui portent le nom du prototype ZZ Ceti dans la constellation de Walfisch (Lat. Cetus).        (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4Le concept des \u00e9toiles ZZ-CETI est utilis\u00e9 \u00e0 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 luminosit\u00e9 de toutes les \u00e9toiles ZZ-CETI est faible avec moins de 0,3, avec des p\u00e9riodes de quelques minutes. Les vibrations dans les atmosph\u00e8res de toutes les \u00e9toiles ZZ-CETI sont le r\u00e9sultat d’ondes G non radiales. Les nains blancs pulsants sont divis\u00e9s en plusieurs classes: Le Le dav-stern ( GCVS: ZZA ) sont \u00e9galement appel\u00e9s aux \u00e9toiles classiques de ZZ-CETI car elles ont \u00e9t\u00e9 d\u00e9couvertes comme les premi\u00e8res naines blanches variables. Leur position dans le diagramme Hertzsprung-Russel est l’extension de la bande d’instabilit\u00e9 dans la piste de refroidissement des nains blancs. Le m\u00e9canisme Kappa qui contr\u00f4le les pulsations r\u00e9side dans la zone d’ionisation de l’hydrog\u00e8ne. Les spectres montrent une atmosph\u00e8re hydrog\u00e8ne caract\u00e9ristique avec une temp\u00e9rature efficace entre 11 100 et 12 500 K. Le \u00c9toiles DBV ( GCVS: ZZB ) ou aussi V777-Hercules-Stern Montrez une atmosph\u00e8re d’h\u00e9lium presque pure, le m\u00e9canisme de suggestion est suspect\u00e9 dans ces \u00e9toiles dans la zone d’ionisation de l’h\u00e9lium. La temp\u00e9rature effective des \u00e9toiles DBV se situe entre 19 000 et 25 000 K. En tant que m\u00e9canisme de r\u00e9initialisation, la force gravitationnelle est suppos\u00e9e, dans le cas de p\u00e9riodes de pulsations entre 100 et 1100 secondes. [d’abord] Le \u00c9toiles DQV Montrez dans leurs lignes de spectres du carbone neutre ou simplement ionis\u00e9 ou les gangs de cygne. La composition chimique inhabituelle de ces naines blanches pourrait \u00eatre cr\u00e9\u00e9e par des impulsions thermiques tardives, ou l’\u00e9toile de la pr\u00e9vision \u00e9tait une \u00e9toile super-AGB. La cause de la variabilit\u00e9 n’est pas connue. [2] Le Gw-virginis- (GCVS: 1 ) ou PG1159 Stars Une temp\u00e9rature efficace encore plus \u00e9lev\u00e9e entre 75 000 et 200 000 K. Ce sont des \u00e9toiles post-ABB qui se convertissent en nains blancs. Le m\u00e9canisme Kappa des \u00e9toiles GW-VIR est probablement bas\u00e9 sur l’ionisation cyclique du carbone et de l’oxyg\u00e8ne. Les \u00e9toiles PG1159 montrent un fort enrichissement de l’h\u00e9lium et du carbone dans leurs atmosph\u00e8res. Ceci est interpr\u00e9t\u00e9 comme \u00e0 la suite d’une impulsion thermique tardive. [3] Le concept des \u00e9toiles GW Virginis est \u00e9galement utilis\u00e9 pour pulser les naines blanches dans les syst\u00e8mes cataclysmiques \u00e0 double \u00e9toile. Ce sont des \u00e9toiles doubles \u00e9troites d’une naine blanche accr\u00e8dant et d’une \u00e9toile d’accompagnement de masse. Si l’\u00e9coulement 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 \u2609 ) et les temp\u00e9ratures entre 8500 et 10 000 K sont ELMV (variables de masse extr\u00eamement faible) Oder El-Dog-Hunting-Stern Bezeichnet. [5] Aucune classe n’a encore \u00e9t\u00e9 affect\u00e9e au nain blanc SDSS J184037.78 + 642312.3. C’est la premi\u00e8re naine blanche pulsante tr\u00e8s petite (inf\u00e9rieure \u00e0 0,25 m \u2609 ) avec un noyau d’h\u00e9lium et une atmosph\u00e8re d’hydrog\u00e8ne \u00e9paisse. Les p\u00e9riodes de pulsation sont de 4700 secondes et la temp\u00e9rature \u00e0 9100 K. Ces nains blancs \u00e0 moins de 0,25 m \u2609 ont surtout trouv\u00e9 dans les syst\u00e8mes doubles en tant que compagnons de pulsaires de millisecondes. [6] Occurrence dans les catalogues d’\u00e9toiles [ Modifier | Modifier le texte source ]] Le catalogue g\u00e9n\u00e9ral des \u00e9toiles variables n’est actuellement pas une centaine d’\u00e9toiles avec l’abr\u00e9viation Zz , Par derri\u00e8re , Zb ou 1 , avec lequel pas enti\u00e8rement 0,2% de toutes les \u00e9toiles de ce catalogue font partie de la classe des \u00e9toiles ZZ-CETI ou d’une sous-cat\u00e9gorie. [7]        (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4En raison des courtes p\u00e9riodes de quelques secondes \u00e0 quelques minutes, les \u00e9toiles ZZ-CETI sont la destination pr\u00e9f\u00e9r\u00e9e de l’ast\u00e9roseisme. L’analyse des vibrations est bas\u00e9e sur la structure de l’\u00e9toile. L’ast\u00e9rosismologie peut d\u00e9terminer les tailles suivantes dans les nains blancs: L’ast\u00e9rosismologie est un moyen de v\u00e9rifier ind\u00e9pendamment les simulations du d\u00e9veloppement des \u00e9toiles. Il est observ\u00e9 dans les \u00e9toiles ZZ-CETI que seules quelques modes sont stimul\u00e9es. En revanche, selon les calculs th\u00e9oriques, une vari\u00e9t\u00e9 de mode de vibration devrait pulser. L’analyse est rendue plus difficile par la variabilit\u00e9 de l’amplitude des mani\u00e8res de vibration individuelles. [8] Cuno Hoffmeister, Gerold Richter, Wolfgang Wenzel: Stars pr\u00e9cieuses . J. A. Barth Pamement, Legging 1990, ISBN 3-335-00224-5.  John R. Percy: Comprendre les \u00e9toiles variables . Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.  C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D. W. Kurtz: Ast\u00e9rosismologie . Springs Publisher, Berlin 2009, ISBN 978-1-4020-5178-4.  Paul A. Bradley: Tables de donn\u00e9es naines blanches variables. 22 mars 2005 Version. Consult\u00e9 en ligne le 7 juin 2007. A. Gianninas, P. Bergeron, G. Fontaine: Un rapport d’\u00e9tape sur la d\u00e9termination empirique de la bande d’instabilit\u00e9 ZZ Ceti. arXiv: Astro -ph \/ 0612043 . D. E. Winget: Ast\u00e9rosismologie des \u00e9toiles naines blanches. Dans: Journal of Physics: Matter condens\u00e9. 10, # 49 (14 d\u00e9cembre 1998), S. 11247\u201311261. doi: 10.1088 \/ 0953-8984\/10\/49\/014 . \u2191  Alejandro H. Corsico U. un .: Ast\u00e9rosismologie du Kepler V777 sa naine blanche variable avec des mod\u00e8les enti\u00e8rement \u00e9volutifs . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2011, Arxiv: 1112.5882v1 .   \u2191  Kurtis A. Williams et al .: Variabilit\u00e9 photom\u00e9trique dans une naine blanche DQ chaude et fortement magn\u00e9tique, SDSS J103655.39 + 652252.2 . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2013, Arxiv: 1304.3165v1 .   \u2191  R. Gallino, O. Foreign, E. Zinner, M. Jadhav, L. Piersanti, S. Cristallo, S. Bisterzo: Nucl\u00e9osynth\u00e8se Origine des \u00e9toiles PG 1159, objet de Sakurai et de sous-classes rares de grains pr\u00e9solaires . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2011, Arxiv: 1107.0562v1 .   \u2191  Helena uthas u. un.: Deux nouveaux nains blancs d’accr\u00e9tion et pulsants: SDSS J1457 + 51 et BW Sculptoris . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2011, Arxiv: 1111.3956v1 .   \u2191  S. O. Kepler, Alejandra D. Romero: Nains blancs pulsants . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2017, Arxiv: 1706.07020V1 .   \u2191  A. Rordico, A. D. Romeo, L. G. Aldth, J. J. Hermes: Les propri\u00e9t\u00e9s sismiques des \u00e9toiles naines blanches \u00e0 faible masse . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2011, Arxiv: 1209.5107 .   \u2191  Types de variabilit\u00e9 Catalogue g\u00e9n\u00e9ral des \u00e9toiles variables, Sternberg Astronomical Institute, Moscou, Russie. R\u00e9cup\u00e9r\u00e9 le 11 octobre 2019 .   \u2191  J. n. Fu u. A.: Ast\u00e9rosismologie du ZZ Ceti Star HS 0507 + 0434B . Dans: Astrophysique. Astrophysique solaire et stellaire . 2012, Arxiv: 1110.6226 .         (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4"},{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BreadcrumbList","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2fr\/wiki1\/#breadcrumbitem","name":"Enzyklop\u00e4die"}},{"@type":"ListItem","position":2,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/all2fr\/wiki1\/zz-ceti-stern-wikipedia\/#breadcrumbitem","name":"Zz-ceti-stern – wikipedia"}}]}]