Пульсирующие белые карлики — один из типов пульсирующих переменных звёзд . Светимость этих белых карликов меняется из-за их нерадиальных пульсаций, вызванных волнами гравитации (не следует путать с гравитационными волнами ). . У этих звёзд наблюдаются небольшие (1 % — 30 %) изменения светимости , которые получаются в результате наложения нескольких колебаний с периодами от сотен до тысяч секунд. Эти пульсации представляют интерес для астросейсмологии и дают информацию о внутреннем устройстве белых карликов .

Известные пульсирующие белые карлики делятся на такие типы:

• DAV звёзды (ZZA по классификации ОКПЗ ) или звёзды типа — звезды с доминированием водорода в атмосфере , относятся к подклассу DA спектрального класса D ^{, pp. 891, 895} ;
• DBV звёзды (ZZB по классификации ОКПЗ ), или звезды типа V777 Геркулеса — звезды с доминированием гелия в атмосфере, подкласс DB класса D ^{, p. 3525} ;
• звёзды типа (ZZO по классификации ОКПЗ ) — с преобладанием в атмосфере звезды гелия, углерода и кислорода , относятся к звёздам типа PG 1159 с редкими запрещенными линиями трехкратно ионизированного углерода и однократно ионизированного гелия. (Некоторые авторы относят к звёздам типа GW Девы не только звёзды типа PG 1159). Звезды типа GW Девы могут быть разделены на DOV и PNNV звёзды ^{, § 1.1, 1.2;} . Они, строго говоря, ещё не являются белыми карликами — они не достигли области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела , соответствующей этим звёздам ^{, § 1.1;} .
• DQV звёзды — подтип звёзд с доминированием углерода в атмосфере, был предложен в 2008 году .

DAV звёзды

Ранние расчеты свидетельствовали, что белые карлики должны пульсировать с периодом около 10 секунд, но поиски в 1960-х годах не принесли успеха ^{, § 7.1.1;} . Первая переменность белого карлика был замечена у ; в 1965 году и в 1966 году Арло Ландольт ( ) измерил, что его пульсации имеют период около 12,5 минут . Причина того, что период оказался больше, чем предсказывалось, — то, что переменность HL Тельца 76, как и у других пульсирующих белых карликов, возникает из-за нерадиальных пульсаций ^{, § 7} . В 1970 году было установлено, что другой белый карлик, , имеет тот же тип переменности что и HL Тельца 76 , в 1972 году , ему было присвоено обозначение ZZ Кита . Звёздами типа ZZ Кита называют весь класс пульсирующих переменных белых карликов, в атмосфере которых преобладает водород (DAV-звёзды) ^{, pp. 891, 895} . Эти звезды имеют периоды от 30 секунд до 25 минут и находятся в довольно узком диапазоне эффективных температур : от примерно 11 100 К до 12 500 К . Скорость изменения периода пульсаций, вызванных волнами гравитации, у звёзд типа ZZ Кита прямо пропорциональна времени охлаждения для белых карликов типа DA, что, в свою очередь, может дать инструмент для независимого измерения возраста галактического диска .

DBV звезды

В 1982 году расчёты Д. Е. Уингета (D.E. Winget) и его коллег позволили предложить, что белые карлики типа DB с гелиевой атмосферой и температурой поверхности около 19 000 К также должны пульсировать ^{, p. L67.} . Уингет искал такие звезды, и обнаружил, что имела переменность типа DBV . Это было первое предсказание класса переменных звезд до их наблюдения ^{, p. 89.} . В 1985 году эта звезда была обозначена как V777 Геркулеса , и по её названию этот класс переменных звезд также называют звёздами типа V777 Геркулеса ^{; , p. 3525} . Они имеют эффективную температуру поверхности около 25 000 K ^{, p. 895.} .

Звёзды типа GW Девы

Третий известный класс пульсирующих переменных белых карликов называется звёзды типа GW Девы и иногда он подразделяется на звёзды типа DOV и PNNV. Их прототип — ^{, § 1.1} ; также эта звезда является прототипом более широкого класса не обязательно переменных звёзд — звёзд типа PG 1159 . У этой звезды переменность впервые наблюдалась в 1979 году , а в 1985 году она получила обозначение , дав название новому классу переменных звёзд. Эти звезды, строго говоря, не являются белыми карликами, а, скорее, они являются звездами, которые на диаграмме Герцшпрунга-Рессела находятся между асимптотической ветвью гигантов и областью белых карликов. Они могут быть названы протобелыми карликами или предбелыми карликами (pre-white dwarfs) ^{, § 1.1;} . Это горячие звёзды с температурой поверхности от 75 000 K до 200 000 K, и атмосферой в которой преобладает гелий, углерод и кислород. Они могут иметь относительно низкую силу тяжести на поверхности (log g ≤ 6.5) ^{, Table 1} . Считается, что эти звезды в конечном итоге охладятся и станут белыми карликами типа DO ^{, § 1.1} .

Периоды колебательных мод звёзд типа GW Девы лежат в диапазоне от 300 до 5000 секунд ^{, Table 1} . Пульсации звёзд типа GW Девы впервые была изучены в 1980-х годах , но с тех пор они остаются необъяснёнными . С самого начала считалось, что возбуждения вызваны так называемым κ-механизмом , связанным с ионизацией углерода и кислорода в оболочке звезды ниже фотосферы , но считалось, что этот механизм не будет работать, если гелий присутствует в оболочке. Однако теперь выясняется, что нестабильность может существовать даже в присутствии гелия ^{, § 1} .

DQV звёзды

Новый класс белых карликов, спектрального класса DQ и горячей атмосферой с преобладанием углерода, был недавно обнаружен Патриком Дюфуром (Patrick Dufour), Джеймсом Либертом (James Liebert) и их сотрудниками . Теоретически такие белые карлики должны пульсировать при температурах, когда их атмосферы частично ионизованы. Наблюдения, сделанные в обсерватории Мак-Дональда , позволили предположить, что является таким белым карликом, и если это так, то он будет первым членом нового, DQV-класса пульсирующих белых карликов. Однако, возможно, что этот белый карлик входит в двойную систему с аккреционным углерод-кислородным диском .

Примечания