Naine blanche à pulsations

Naine blanche à pulsations

Une naine blanche à pulsations est une étoile naine blanche à la luminosité variable du fait de pulsations d'ondes de gravité non-radiales dans sa partie interne. Les types connus de naines blanches à pulsations comprennent les étoiles DAV, ou ZZ Ceti, de type DA avec atmosphère dominée par l'hydrogène[1], celles de type DBV ou V777 Her, de type spectral DB, avec atmosphère dominée par l'hélium[2], et les étoiles GW Vir, de type spectral PG 1159 avec atmosphère dominée par l'hélium, le carbone et l'oxygène (certains auteurs incluent également des étoiles non-PG 1159 dans la classe des étoiles GW Vir). Les étoiles GW Vir peuvent se subdiviser en étoiles DOV et PNNV[3],[4]. Elles ne sont pas, stricto sensu, des naines blanches, mais des pré-naines blanches qui n'ont pas encore atteint la région des naines blanches sur le diagramme de Hertzsprung-Russell[3],[5]. Un sous-type des étoiles DQV, à l'atmosphère dominée par le carbone, a également été proposé[6].

Ces variables présentent toutes de légères variations dans l'émission de lumière (1 à 30 %), provenant de superposition de plusieurs modes vibratoires dont les périodes varient du millier à la centaine de millier de secondes. Des observations de ces variations fournissent des preuves astérosismologiques sur l'intérieur des naines blanches[7]

Sommaire

Étoiles DAV

Types de naines blanches à pulsations[3],[6],[8]
DAV (GCVS[9] : ZZA) type spectral DA, n'ayant que des raies d'absorption de l'hydrogène dans leur spectre
DBV (GCVS: ZZB) type spectral DB, n'ayant que des raies d'absorption de l'hélium dans leur spectre
GW Vir (GCVS: ZZO) Atmosphère principalement constituée de C, He et O;
peuvent être divisées en étoiles DOV et PNNV
DQV type spectral DQ ; atmosphère chaude à carbone dominant

Les premiers calculs suggéraient que les naines blanches auraient dû varier avec des périodes autour de 10 secondes, mais les recherches des années 60 ne réussirent pas dans l'observation de ce phénomène[1],[10].

La première naine blanche variable trouvée fut HL Tau 76 (en), en 1965 et 1966. Arlo U. Landolt (en) observa une variation d'une période d'à peu près 12,5 minutes[11]. La raison de cette période plus longue que prédite de la variabilité de HL Tau 76, comme pour les autres naines blanches variables à pulsations connues provient de pulsations non-radiales d'ondes de gravité[1]. En 1970, on découvrit une autre naine blanche, Ross 548 (en), du même type de variabilté que HL Tau 76[12]; en 1972, on la désigna sous le nom d'étoile variable ZZ Ceti[13]. Le nom de ZZ Ceti se réfère également à cette classe de naines blanches variables à pulsations, qui, puisqu'elle concerne des naines blanches à atmosphère d'hydrogène, s'appelle aussi DAV[1]. Leur période s'étale de 30 secondes à 25 minutes, et on les trouve dans une gamme plus étroite de températures effectives, entre à peu près 11000 et 12500 K[14]. La mesure du taux de la variation dans le temps de la période des pulsations de l'onde de gravité des étoiles ZZ Ceti est une mesure directe de l'échelle de temps de refroidissement d'une Naine blanche de type DA, qui à son tour peut donner une mesure indépendante de l'âge du disque galactique concerné[15]

Étoiles DBV

En 1982, des calculs de D. E. Winget et ses collègues suggérèrent que les atmosphères d'hélium des naines blanches de type DB avec des températures aux alentours de 19.000 K devraient aussi être pulsantes[16]. Winget a ensuite cherché de telles étoiles et a trouvé que GD 358 (en) était une naine blanche variable de type DB, ou une DBV[17]. C'était la première prédiction d'une classe d'étoiles variables antérieure à leur observation[18]. En 1985, cette étoile reçut le nom de V777 Her, qui constitue également une autre désignation pour cette classe d'étoiles variables[2],[19]. Ces étoiles ont des températures effectives de l'ordre de 25000 K,[1].

Étoiles GW Vir

La troisième classe de naine blanche à pulsations faisant l'objet d'une identification sont les étoiles GW Vir, parfois subdivisées en étoiles DOV et PNNV. Leur prototype est PG 1159-035[3]. C'est en 1979 que l'on observa la variablilité de cette étoile, également prototype de la classe d'étoiles PG 1159[20], et elle reçut la désignation d'étoile variable GW Vir en 1985[19], ce qui donna son nom à la classe. Ces étoiles ne sont pas à proprement parler des naines blanches ; sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, ce sont plutôt des étoiles dans une position intermédiaire entre la branche asymptotique des géantes et la région des naines blanches. On peut les appeler des pré-naines blanches[3],[5]. Elles sont chaudes avec des températures de surface situées entre 75 000 K et 200 000 K, et ont des atmosphères dominées par l'hélium, le carbone et l'oxygène. Elles peuvent avoir une gravité superficielle relativement faible (log g ≤ 6,5)[3]. On pense que ces étoiles vont finalement se refroidir et devenir des naines blanches de type DO[3]. La période des modes de vibration des étoiles GW Vir s'étale d'à peu près 200 s à 5 000 s[3]. C'est dans les années 80 qu'on a commencé à étudier la façon dont ces pulsations sont excitées[21], mais elle est demeurée incertaine pendant près de 20 ans[22]. Depuis le début, on pensait que le mécanisme d'excitation était causé par le mécanisme baptisé mécanisme-κ associé avec du carbone et de l'oxygène ionisés dans l'enveloppe sous la photosphère, mais on pensait que ce mécanisme ne fonctionnerait pas en présence d'hélium dans cette même enveloppe. Il est apparu cependant que l'instabilité peut se produire en présence d'hélium[23].

Étoiles DQV

Patrick Dufour, James Liebert et leur collègues ont découvert récemment une nouvelle classe de naines blanches, de type spectral DQ, chaude avec une atmosphère dominée par le carbone[24]. Théoriquement, ces naines blanches ont des pulsations aux températures où leur atmosphère est partiellement ionisée. Des observations à l'observatoire McDonald suggèrent que SDSS J142625.71+575218.3 est une naine blanche de ce type ; dans ce cas, elle serait la première du nouveau type (DQV) de naine blanche à pulsations. Cependant, cela peut aussi être un système binaire de naines blanches avec une disque d'accrétion de carbone-oxygène[6].

Références

  1. ↑ a, b, c, d et e Physics of white dwarf stars, D. Koester and G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837-915.
  2. ↑ a et b White dwarfs, Gilles Fontaine and François Wesemael, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, ed. Paul Murdin, Bristol and Philadelphia: Institute of Physics Publishing and London, New York and Tokyo: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8.
  3. ↑ a, b, c, d, e, f, g et h Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram, Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219-248.
  4. ↑ Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209, T. Nagel and K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. L45-L48.
  5. ↑ a et b The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip, M. S. O'Brien, Astrophysical Journal 532, #2 (Avril 2000), pp. 1078-1088.
  6. ↑ a, b et c SDSS J142625.71+575218.3: A Prototype for a New Class of Variable White Dwarf, M. H. Montgomery et al., Astrophysical Journal 678, #1 (Mai 2008), pp. L51–L54, Modèle:Bibcode, DOI:10.1086/588286.
  7. ↑ Asteroseismology of white dwarf stars, D. E. Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10, #49 (14 décembre 1998), pp. 11247-11261. DOI 10.1088/0953-8984/10/49/014.
  8. ↑ ZZ Ceti variables, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consulté le 06-06-2007
  9. ↑ General Catalog of Variable Stars
  10. ↑ Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273, and Scorpius XR-1, George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker, and James E. Hesser, Astrophysical Journal 148, #3 (Juin 1967), pp. L161-L163.
  11. ↑ A New Short-Period Blue Variable, Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153, #1 (Juillet 1968), pp. 151-164.
  12. ↑ High-Frequency Stellar Oscillations. VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf, Barry M. Lasker and James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (Février 1971), pp. L89-L93.
  13. ↑ 58th Name-List of Variable Stars, B. V. Kukarkin, P. N. Kholopov, N. P. Kukarkina, N. B. Perova, Information Bulletin on Variable Stars, #717, 21 Septembre 1972
  14. ↑ On the Purity of the ZZ Ceti Instability Strip: Discovery of More Pulsating DA White Dwarfs on the Basis of Optical Spectroscopy, The Astrophysical Journal
  15. ↑ G117-B15A - How is it evolving ?, Berlin and New York: Springer-Verlag, 1989
  16. ↑ Hydrogen-driving and the blue edge of compositionally stratified ZZ Ceti star models, D. E. Winget, H. M. van Horn, M. Tassoul, G. Fontaine, C. J. Hansen, and B. W. Carroll, Astrophysical Journal 252 (15 Janvier 1982), pp. L65-L68.
  17. ↑ Photometric observations of GD 358: DB white dwarfs do pulsate, D. E. Winget, E. L. Robinson, R. D. Nather, and G. Fontaine, Astrophysical Journal 262 (1er Novembre 1982), pp. L11-L15.
  18. ↑ White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, in Stellar remnants, S. D. Kawaler, I. Novikov, and G. Srinivasan, edited by Georges Meynet and Daniel Schaerer, Berlin: Springer, 1997. Lecture notes for Saas-Fee advanced course number 25. ISBN 3-540-61520-2.
  19. ↑ a et b The 67th Name-List of Variable Stars, P. N. Kholopov, N. N. Samus, E. V. Kazarovets, and N. B. Perova, Information Bulletin on Variable Stars, #2681, 8 Mars 1985.
  20. ↑ PG1159-035: A new, hot, non-DA pulsating degenerate, J. T. McGraw, S. G. Starrfield, J. Liebert, and R. F. Green, pp. 377-381 in White Dwarfs and Variable Degenerate Stars, IAU Colloquium #53, ed. H. M. van Horn and V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979.
  21. ↑ A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables, Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585, #2 (March 2003), p. 975-982.
  22. ↑ An Instability Mechanism for GW Vir Variables, A. N. Cox, p. 786, American Astronomical Society, 200th AAS Meeting, #85.07, in Bulletin of the American Astronomical Society 34 (Mai 2002).
  23. ↑ New nonadiabatic pulsation computations on full PG 1159 evolutionary models: the theoretical GW Virginis instability strip revisited, A. H. Córsico, L. G. Althaus, and M. M. Miller Bertolami, Astronomy and Astrophysics 458, #1 (October 2006), pp. 259-267.
  24. ↑ White dwarf stars with carbon atmospheres, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine, and N. Behara, Nature 450, #7169 (Novembre 2007), pp. 522–524, Modèle:Bibcode, DOI:10.1038/nature06318

Voir aussi

Liens externes et bibliographie

Le présent article étant issu d'une traduction de la Wikipedia anglaise, les références ci-dessous sont en anglais.


Wikimedia Foundation. 2010.

Contenu soumis à la licence CC-BY-SA. Source : Article Naine blanche à pulsations de Wikipédia en français (auteurs)

Игры ⚽ Нужно сделать НИР?

Regardez d'autres dictionnaires:

  • Naine Blanche — Traduction terminée White dwarf → …   Wikipédia en Français

  • Naine blanche —  Ne pas confondre avec Étoile blanche de la séquence principale Sirius B est une naine blanche visible comme un petit point en bas à gauche de …   Wikipédia en Français

  • Naines blanches — Naine blanche Traduction terminée White dwarf → …   Wikipédia en Français

  • HR 8210 — IK Pegasi IK Pegasi A/B Position d IK Pegasi dans la constellation de Pégase Données d observation (Époque J2000.0) Ascension droite 21h 26m 26.6624s …   Wikipédia en Français

  • IK Peg — IK Pegasi IK Pegasi A/B Position d IK Pegasi dans la constellation de Pégase Données d observation (Époque J2000.0) Ascension droite 21h 26m 26.6624s …   Wikipédia en Français

  • IK Pegasi — A/B Position d IK Pegasi dans la constellation de Pégase Données d observation (Époque J2000.0) Ascension droite 21h 26m 26.6624s[ …   Wikipédia en Français

  • Étoile PG 1159 — Une étoile PG1159, également fréquemment appelée étoile prédégénérée[1] est une étoile avec une atmosphère déficiente en hydrogène, subissant un état transitoire entre celui d étoile centrale d une nébuleuse planétaire et celui de naine blanche.… …   Wikipédia en Français

  • Formation des trous noirs — Trou noir Pour les articles homonymes, voir Trou noir (homonymie). Image simulée d’un trou noir stellaire situé à quelques dizaines de kilomètres d’un observateur et dont l’image se dessine …   Wikipédia en Français

  • Les trous noir — Trou noir Pour les articles homonymes, voir Trou noir (homonymie). Image simulée d’un trou noir stellaire situé à quelques dizaines de kilomètres d’un observateur et dont l’image se dessine …   Wikipédia en Français

  • Naissance d'un trou noir — Trou noir Pour les articles homonymes, voir Trou noir (homonymie). Image simulée d’un trou noir stellaire situé à quelques dizaines de kilomètres d’un observateur et dont l’image se dessine …   Wikipédia en Français

Share the article and excerpts

Direct link
… Do a right-click on the link above
and select “Copy Link”