Nana bianca pulsante

Nel mondo di oggi, Nana bianca pulsante è diventato un argomento di grande importanza e interesse per un ampio spettro della società. Con l'avanzamento della tecnologia e i cambiamenti del contesto sociale, Nana bianca pulsante ha acquisito una rilevanza sempre maggiore, influenzando aspetti fondamentali della vita quotidiana. Sia come oggetto di studio, come protagonista di dibattiti pubblici o come motore di trasformazioni in vari ambiti, Nana bianca pulsante esercita un'influenza significativa sul modo in cui le persone percepiscono il mondo e si relazionano tra loro. In questo articolo esploreremo ulteriormente l'impatto e l'importanza di Nana bianca pulsante nella società contemporanea, analizzando le sue implicazioni e la sua portata in diversi aspetti della vita odierna.

Una nana bianca pulsante è una stella nana bianca la cui luminosità varia a causa delle pulsazioni delle sue onde di gravità non-radiali. I tipi conosciuti di nane bianche pulsanti sono le cosiddette DAV, o stelle ZZ Ceti, con un'atmosfera dominata da idrogeno e di classe spettrale DA,[1] DBV, o stelle V777 Her, con prevalenza di elio nell'atmosfera e di classe spettrale DB[2] e le stelle GW Vir, con prevalenza di elio, carbonio ed ossigeno, di tipo PG 1159 (alcuni autori non le includono nella classe delle stelle GW Vir). Queste ultime possono essere suddivise in stelle DOV e stelle PNNV;[3][4] in realtà queste non sarebbero delle vere e proprie nane bianche, ma delle "pre-nane bianche", che ancora non hanno raggiunto lo stadio di nana bianca e non si trovano quindi nella regione delle nane bianche nel diagramma HR.[3], § 1.1;[5] È stato anche proposto un sottotipo di stelle DQV, dominate dalla presenza del carbonio nell'atmosfera.[6]

Tutte queste variabili mostrano delle piccole variazioni (1% - 30%) nell'emissione di luce, che permettono di ottenere un'evidenza astrosismologica degli strati interni delle nane bianche.[7]

Stelle DAV

Tipi di nane bianche pulsanti[3][8], §1.1, 1.2;[6]
DAV (GCVS: ZZA) Tipo spettrale DA, con solo linee dell'idrogeno nello spettro
DBV (GCVS: ZZB) Tipo spettrale DB, con solo linee dell'elio nello spettro
GW Vir (GCVS: ZZO) Atmosfera con C e O
divisibili in stelle DOV e PNNV
DQV Tipo spettrale DQ; atmosfera calda e dominata dal Carbonio

I primi calcoli suggerirono che le nane bianche variassero con un periodo di circa 10 secondi, ma delle ricerche condotte negli anni sessanta non approdarono ad alcun risultato.[1], § 7.1.1;[9] La prima stella bianca variabile scoperta fu HL Tau 76; nel 1965 e nel 1966, Arlo U. Landolt si accorse che questa stella variava con un periodo di circa 12,5 minuti.[10] La ragione per cui il suo periodo è più lungo di quanto predetto è dovuto alla natura stessa della stella, che, come le altre nane bianche variabili pulsanti, deriva dalle pulsazioni delle onde di gravità.[1], § 7. Nel 1970 fu scoperto che un'altra nana bianca, Ross 548, possedeva le stesse caratteristiche di variabilità della precedente;[11] nel 1972, le fu assegnata la designazione di stella variabile ZZ Ceti.[12] Il nome ZZ Ceti si riferisce anche a questa classe di nane bianche pulsanti con atmosfera ad idrogeno, chiamate anche DAV.[1] Queste stelle hanno dei periodi compresi fra i 30 secondi ed i 25 minuti e si trovano tutte nella sottile fascia di escursione termica da 12.500 a 11.100 K.[13] Le misurazioni del tasso di cambiamento del periodo per le pulsazioni dell'onda di gravità in ZZ Ceti sono ottenute direttamente da una scala temporale per una nana bianca di classe DA, da cui si può desumere anche una misurazione indipendente dell'età del disco galattico.[14]

Stelle DBV

Nel diagramma H-R, le nane bianche pulsanti si collocano a sinistra nella parte bassa.

Nel 1982, alcuni calcoli suggerirono che anche l'atmosfera all'elio delle nane bianche di classe spettrale DB e con temperatura superficiale di 19.000 K potesse pulsare.[15] Esaminando questo tipo di stelle si scoprì che la nana bianca GD 358 era in effetti una variabile con spettro DB, che divenne così il prototipo delle stelle DBV.[16] Fu la prima volta che un nuovo tipo di variabile venne predetto prima della sua scoperta.[17] Nel 1985 a questa stella fu assegnata la designazione di stella variabile, diventando V777 Her, che è diventato anche un nome alternativo per designare l'intera classe di variabili DBV.[2][18] Queste stelle hanno una temperatura effettiva attorno ai 25.000 k.[1]

Stelle GW Vir

La terza classe conosciuta di nane bianche variabili è quella nota come classe GW Vir, talvolta suddivisa in stelle DOV e PNNV; il loro prototipo è PG 1159-035.[3] La variabilità di questa stella fu osservata per la prima volta nel 1979[19] e le fu data la designazione stellare GV Vir nel 1985,[18] nome da cui la classe ha quindi preso il nome. Queste stelle non sono delle nane bianche in senso stretto, ma si trovano in una fase di transizione nel diagramma HR fra il ramo asintotico delle giganti ed il ramo delle nane bianche; possono essere chiamate "pre-nane bianche".[3][5] Sono stelle estremamente calde, con una temperatura superficiale compresa fra 75.000 K e 200.000 K, con un'atmosfera dominata da elio, carbonio e ossigeno. Potrebbero avere una bassa gravità superficiale (log g ≤ 6.5.)[3] e si crede che queste stelle possano, raffreddandosi, diventare delle stelle di classe DO.[3]

Il periodo del moto vibrazionale delle stelle GW Vir va da un minimo di 300 ad un massimo di 500 secondi;[3] il modo in cui le pulsazioni vengono eccitate in questo tipo di stelle fu studiato per la prima volta negli anni ottanta,[20] rimanendo però un enigma per altri vent'anni.[21] Fin dall'inizio si è creduto che il meccanismo di eccitazione fosse causato dal cosiddetto meccanismo κ associato con il carbonio e l'ossigeno nell'involucro sotto l'atmosfera, ma si credeva che questo meccanismo non potesse funzionare se l'elio fosse stato presente anch'esso nell'involucro. Per contro, sembra adesso che l'instabilità avvenga pure in presenza di elio.[22]

Stelle DQV

Una nuova classe di nane bianche, con tipo spettrale DQ e molto calde, con un'atmosfera dominata dal carbonio, è stata scoperta nel 2007.[23] In teoria, queste nane bianche dovrebbero pulsare a temperature in cui la loro atmosfera si deve presentare parzialmente ionizzata. Osservazioni condotte al McDonald Observatory suggeriscono che SDSS J142625.71+575218.3 è una di queste stelle; se fosse confermato, sarebbe il primo membro di una nuova classe di nane bianche pulsanti, le stelle DQV. Tuttavia è anche possibile che si tratti di una nana bianca binaria con un disco di accrescimento al carbonio-ossigeno.[6]

Note

  1. ^ a b c d e Physics of white dwarf stars, D. Koester and G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837–915.
  2. ^ a 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 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. ^ §1, 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 b The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip, M. S. O'Brien, Astrophysical Journal 532, #2 (April 2000), pp. 1078–1088.
  6. ^ a b 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 (May 2008), pp. L51–L54, Bibcode: 2008ApJ...678L..51M, doi:10.1086/588286.
  7. ^ Asteroseismology of white dwarf stars, D. E. Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10, #49 (14 dicembre, 1998), pp. 11247–11261. DOI 10.1088/0953-8984/10/49/014.
  8. ^ Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables, ZZ Ceti variables, su cdsweb.u-strasbg.fr, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 6 giugno 2007 (archiviato dall'url originale il 5 febbraio 2007).
  9. ^ 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 (June 1967), pp. L161–L163.
  10. ^ A New Short-Period Blue Variable, Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153, #1 (July 1968), pp. 151–164.
  11. ^ High-Frequency Stellar Oscillations. VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf, Barry M. Lasker and James E. Hesser, Astrophysical Journal 163 (February 1971), pp. L89–L93.
  12. ^ 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 settembre, 1972.
  13. ^ P. Bergeron, Fontaine, G, On the Purity of the ZZ Ceti Instability Strip: Discovery of More Pulsating DA White Dwarfs on the Basis of Optical Spectroscopy, su journals.uchicago.edu, The Astrophysical Journal. URL consultato il 6 giugno 2007 (archiviato dall'url originale il 20 giugno 2012).
  14. ^ S.O. Kepler, G. Vauclair, R. E. Nather, D. E. Winget, and E. L. Robinson, G117-B15A - How is it evolving?, su White dwarfs; Proceedings of IAU Colloquium 114th, Hanover, NH, Aug. 15-19, 1988 (A90-32719 13-90), Berlin and New York: Springer-Verlag, 1989. URL consultato il 7 giugno 2007.
  15. ^ 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 gennaio, 1982), pp. L65–L68.
  16. ^ 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 (1º novembre, 1982), pp. L11–L15.
  17. ^ 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.
  18. ^ a 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 marzo, 1985.
  19. ^ 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.
  20. ^ A Pulsation Mechanism for GW Virginis Variables, Arthur N. Cox, Astrophysical Journal 585, #2 (March 2003), pp. 975–982.
  21. ^ 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 (May 2002).
  22. ^ 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.
  23. ^ White dwarf stars with carbon atmospheres, Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine, and N. Behara, Nature 450, #7169 (November 2007), pp. 522–524, Bibcode: 2007Natur.450..522D, doi:10.1038/nature06318

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