맥동백색왜성

Pulsating white dwarf
"V777 헤르쿨리스 스타"가 여기로 방향을 바꾼다. 별은 GD 358을 참조하라.

맥동백색왜성은 백색왜성으로, 자기 내부의 비방사성 중력파 펄스로 인해 발광도가 달라진다. 진동하는 하얀 난쟁이의 알려진 형식.(어떤 저자들 또한 i. 다브 또는 ZZ고래 자리, 별,hydrogen-dominated 분위기로 분광형 DA;[1]DBV, 또는 V777 그녀의 분한helium-dominated 분위기로 스펙트럼 형식 DB,[2]과 GW비르 별들, 기압 헬륨, 탄소, 산소에 의해 지배되고, 그리고 스펙트럼형 PG1159년을 포함한다nclude GW Vir 별 등급의 비 PG 1159 항성). GW Vir 별들은 DOV와 PNNV 별들로 세분될 수 있다;[3][4] 엄밀히 말하면 그들은 백색 왜성이 아니라 아직 헤르츠스프룽-러셀 도표상 백색 왜성에 도달하지 않은 백색 이전의 왜성이다.[5][6] 탄소 위주 대기권을 가진 DQV 항성의 하위 유형도 제안되었으며,[7] 2012년 5월 최초의 극저질량 변수(ELMV) 백색 왜성이 보고되었다.[8]

이러한 변수들은 모두 수백에서 수천 초의 기간을 가진 진동 모드의 중첩에서 발생하는 광 출력에서 작은(1%–30%)의 변화를 나타낸다. 이러한 변형을 관찰하면 백색 왜성의 내면에 대한 별자리론적 증거를 얻을 수 있다.[9]

맥동백색왜성의 종류[4][7][8][10]
DAV(GCVS: ZZA) DA 스펙트럼 유형, 해당 스펙트럼에 수소 흡수선만 있음
DBV(GCVS: ZZB) DB 스펙트럼 유형, 해당 스펙트럼에 헬륨 흡수선만 있음
GW 버어(GCVS: ZZO) 대기는 대부분 C, He, O;
DOV 스타와 PNNV 스타로 나눌 수 있다.
DQV DQ 스펙트럼 유형, 고온 탄소 중심 대기
엘엠브 DA 스펙트럼 유형; 0. 0.

DAV 별

초기 계산에서는 백색 왜성이 10초 전후의 기간에 따라 달라져야 한다고 제안했지만, 1960년대 검색에서는 이를 관찰하지 못했다.[11][12] 발견된 첫 번째 변수 백색 왜성은 HL Tau 76이었다; 1965년과 1966년에 Arlo U. Landolt는 그것이 약 12.5분의 기간에 따라 변하는 것을 관찰했다.[13] 이 기간이 예상보다 긴 이유는 알려진 다른 펄스 변수 백색 왜성과 마찬가지로 HL Tau 76의 변동성이 비방사성 중력파 펄스에서 발생하기 때문이다.[14] 1970년에는 또 다른 백색 왜성인 로스 548이 HL 타우 76과 같은 유형의 변동성을 가지고 있는 것으로 확인되었고,[15] 1972년에는 가변 항성 명칭 ZZ 세티가 부여되었다.[16] ZZ Ceti라는 명칭은 또한 수소 대기를 가진 백색 왜성으로 구성되어 있기 때문에 DAV라고도 불린다.[17] 이 별들은 30초에서 25분 사이의 기간을 가지며 약 12,500에서 11,100K 사이의 다소 좁은 범위의 유효 온도에서 발견된다.[18] ZZ Ceti 별에서 중력파 펄스에 대한 시간에 따른 주기 변화율 측정은 DA 백색 왜성의 냉각 시간 척도를 직접 측정하는 것으로, 이는 은하 디스크의 연령을 독립적으로 측정할 수 있다.[19]

DBV 별

Winget 외 연구진(1982)[20]에서 개조한 GD 358용 백광 곡선

1982년 돈 윙엇과 그의 동료들의 계산에 따르면 표면 온도가 19,000K 정도인 헬륨-대기권 DB왜성도맥동해야 한다고 제안하였다 백색.[21] 그 후 윙넷은 그런 별들을 찾아보고 GD 358이 가변 DB, 즉 DBV, 백색 왜성이라는 것을 알아냈다.[20] 이것은 관측에 앞서 변수 별의 부류에 대한 최초의 예측이었다.[22] 1985년, 이 별은 V777 Her라는 이름을 갖게 되었는데, 이 별은 또한 이 변광성 부류의 다른 이름이다.[2][23] 이 별들은 약 25,000K의 유효 온도를 가지고 있다.[24]

GW 버스타즈

세 번째로 알려진 진동 가변 백색 왜성은 GW Vir 별들로, 때로는 DOV와 PNNV 별들로 세분된다. 그들의 시제품은 PG 1159-035이다.[5] 이 항성(PG 1159 항성 등급의 원형도)은 1979년에 변화할 것으로 관측되었으며,[25][23] 1985년에 가변 항성 명칭 GW Vir를 부여받아 그 이름을 등급에 부여하였다. 이 별들은 엄밀히 말하면 백색 왜성이 아니라 점근성 거대 가지와 백색 왜성 지역 사이의 헤르츠스프룽-러셀 도표상 위치에 있는 별들이다. 그들은 백색 이전의 난쟁이들로 불릴지도 모른다.[5][6] 이들은 표면 온도가 7만5000K에서 20만K 사이인 고온이며 헬륨, 탄소, 산소가 지배하는 대기를 가지고 있다. 표면 중력은 상대적으로 낮을 수 있다(로그 g ≤ 6.5).[26] 이 별들은 결국 식어서 DO 백색 왜성이 될 것이라고 믿어진다.[5]

GW Vir 별들의 진동모드 기간은 약 300초에서 약 5,000초까지 다양하다.[26] GW Vir 스타들에게서 어떻게 맥이 흥분되는지는 1980년대에[27] 처음 연구되었지만 거의 20년 동안 곤혹스러운 상태로 남아 있었다.[28] 애초부터 흥분 메커니즘은 광권 아래 봉투에 들어 있는 이온화 탄소 및 산소와 관련된 이른바 κ-메커니즘에 의해 발생한다고 생각되었으나, 봉투에 헬륨이 존재한다면 이 메커니즘은 작동하지 않을 것으로 생각되었다. 그러나 지금은 헬륨이 있어도 불안정이 존재할 수 있는 것으로 보인다.[29]

DQV 별

스펙트럼 타입 DQ와 뜨겁고 탄소가 지배적인 대기를 가진 새로운 종류의 백색 왜성이 최근 패트릭 듀포, 제임스 리버트와 그들의 동료들에 의해 발견되었다.[30] 이론적으로 그러한 백색 왜성은 그들의 대기가 부분적으로 이온화되는 온도에서 맥동해야 한다. 맥도날드 천문대에서 관측된 바에 따르면 SDSS J142625.71+575218.3은 그러한 백색 왜성이며, 그렇다면 맥동하는 백색 왜성의 새로운 DQV 등급의 첫 번째 구성원이 될 것이다. 그러나 탄소-산소 축적 디스크를 가진 백색 왜성 2진법일 가능성도 있다.[7]

참고 항목

메모들

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참조

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