ZZ-Ceti-Stern

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Die ZZ-Ceti-Sterne sind eine Klasse pulsationsveränderlicher Weißer Zwerge, die nach dem Prototyp ZZ Ceti im Sternbild Walfisch (lat. Cetus) benannt sind.

Definition[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Begriff der ZZ-Ceti-Sterne wird sowohl als Synonym für alle pulsationsveränderlichen Weißen Zwerge als auch für eine Untergruppe der pulsationsveränderlichen Weißen Zwerge benutzt. Die Amplitude der Helligkeitsänderungen aller ZZ-Ceti-Sterne ist mit unter 0,3 mag gering, bei Perioden von einigen Minuten. Die Schwingungen in den Atmosphären aller ZZ-Ceti-Sterne sind die Folge nichtradialer g-Wellen.

Klassifikation[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Pulsierende Weiße Zwerge werden in mehrere Klassen eingeteilt:

  • Die DAV-Sterne werden auch klassische ZZ-Ceti-Sterne bezeichnet, da sie als erste veränderliche Weiße Zwerge entdeckt wurden. Ihre Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm ist die Verlängerung des Instabilitätsstreifens in die Abkühlungsbahn von Weißen Zwergen. Der Kappa-Mechanismus, der die Pulsationen steuert, liegt in der Ionisationszone des Wasserstoffs. Die Spektren zeigen eine charakteristische Wasserstoff-Atmosphäre mit einer effektiven Temperatur zwischen 11.100 und 12.500 Kelvin.
  • Die DBV-Sterne oder auch V777-Herculis-Sterne zeigen eine fast reine Heliumatmosphäre, der Anregungsmechanismus wird bei diesen Sternen in der Ionisationszone des Heliums vermutet. Die effektive Temperatur der DBV-Sterne liegt zwischen 19.000 und 25.000 Kelvin. Als Rückstellmechanismus wird die Gravitationskraft angenommen, bei Periodenlängen der Pulsationen zwischen 100 und 1.100 Sekunden.[1]
  • Die DQV-Sterne zeigen in ihren Spektren Linien des neutralen oder einfach ionisierten Kohlenstoffs bzw. die Swan-Banden. Die ungewöhnliche chemische Zusammensetzung dieser Weißen Zwerge könnte durch späte thermische Pulse entstehen, oder der Vorläuferstern war ein Super-AGB-Stern. Die Ursache der Veränderlichkeit ist nicht bekannt.[2]
  • Die GW-Virginis- oder PG1159-Sterne verfügen über eine noch höhere effektive Temperatur zwischen 75.000 und 200.000 Kelvin. Es handelt sich um Post-AGB-Sterne, die sich in Weiße Zwerge umwandeln. Der Kappa-Mechanismus der GW-Vir-Sterne basiert wohl auf der zyklischen Ionisation von Kohlenstoff und Sauerstoff. Die PG1159-Sterne zeigen eine starke Anreicherung von Helium und Kohlenstoff in ihren Atmosphären. Dies wird als eine Folge eines späten thermischen Pulses interpretiert.[3]
Der Begriff der GW-Virginis-Sterne wird auch für pulsierenden Weiße Zwerge in kataklysmischen Doppelsternsystemen verwendet. Dabei handelt es sich um enge Doppelsterne aus einem akkretierenden Weißen Zwerg und einem massespendenden Begleitstern. Ist der Massefluss zum Weißen Zwerg gering, so ist es möglich die Schwingungen des Weißen Zwergs zu beobachten und zu analysieren.[4]
  • Noch keiner Klasse zugeordnet wurde der Weiße Zwerg SDSS J184037.78+642312.3. Es handelt sich um den ersten pulsierenden Weißen Zwerg sehr geringer Masse (unter 0,25 Sonnenmassen) mit einem Heliumkern und einer dicken Wasserstoffatmosphäre. Die Pulsationsperioden liegen um 4.700 Sekunden und die Temperatur bei 9.100 K. Diese Weißen Zwerge mit weniger als 0,25 Sonnenmassen sind überwiegend in Doppelsternsystemen gefunden worden als Begleiter von Millisekundenpulsaren.[5]

Asteroseismologie[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Wegen der kurzen Perioden von einigen Sekunden bis Minuten sind die ZZ-Ceti-Sterne bevorzugtes Ziel der Asteroseismologie. Dabei wird aus der Analyse der Schwingungen auf den Aufbau des Sterns geschlossen. Die Asteroseismologie kann bei Weißen Zwergen folgende Größen bestimmen:

Die Asteroseismologie ist eine Möglichkeit, die Simulationen der Sternentwicklung unabhängig zu verifizieren. Dabei wird bei ZZ-Ceti-Sternen beobachtet, dass nur wenige Moden angeregt sind. Im Gegensatz dazu sollte nach theoretischen Berechnungen eine Vielzahl von Schwingungsmoden pulsieren. Erschwert wird die Analyse durch die Veränderlichkeit der Amplitude der einzelnen Schwingungsmoden.[6]

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Alejandro H. Corsico u. a.: Asteroseismology of the Kepler V777 Her variable white dwarf with fully evolutionary models. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1112.5882v1.
  2. Kurtis A. Williams et al.: PHOTOMETRIC VARIABILITY IN A WARM, STRONGLY MAGNETIC DQ WHITE DWARF, SDSS J103655.39+652252.2. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1304.3165v1.
  3. R. Gallino, O. Straniero, E. Zinner, M. Jadhav, L. Piersanti, S. Cristallo, S. Bisterzo: Nucleosynthesis origin of PG 1159 stars, Sakurai's object and of rare subclasses of presolar grains. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1107.0562v1.
  4. Helena Uthas u. a.: Two new accreting, pulsating white dwarfs: SDSS J1457+51 and BW Sculptoris. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1111.3956v1.
  5. A. H. Corsico, A. D. Romero, L. G. Althaus, J. J. Hermes: The seismic properties of low-mass He-core white dwarf stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1209.5107.
  6. J. N. Fu u. a.: Asteroseismology of the ZZ Ceti star HS 0507+0434B. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1110.6226.

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  • Paul A. Bradley: Variable White Dwarf Data Tables. 22 March 2005 version. Accessed online June 7, 2007.
  • A. Gianninas, P. Bergeron, G. Fontaine: A Progress Report on the Empirical Determination of the ZZ Ceti Instability Strip. arxiv:astro-ph/0612043.
  • D. E. Winget: Asteroseismology of white dwarf stars. In: Journal of Physics: Condensed Matter. 10, #49 (December 14, 1998), S. 11247–11261. doi:10.1088/0953-8984/10/49/014.