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脉动白矮星

脉动白矮星是一种光度变化是由自身内部非径向的引力波脉动造成的白矮星，已经知道的脉动白矮星包括DAV，或鲸鱼座ZZ(这是大气层以氢为主，光谱为DA型的白矮星)[1], pp. 891, 895、DBV，或 武仙座V777(这是大气层以氦为主，光谱为DB型的白矮星)[2], p. 3525、和室女座GW(这是大气层以氦、碳和氧为主，光谱为PG 1159型的白矮星。有些作者会将非PG 1159星的也包括在室女GW型内)。室女GW型可以再分为DOV和PNNV星[3], §1.1, 1.2;[4]。严格来说，它们还不是白矮星，因为在赫罗图上还没有抵达白矮星的位置，但可以算是前白矮星[3], § 1.1;[5]。大气层以碳为主的次分类DQV星，也被建议属于这一类[6]。

由于有许多周期在数百秒至数千秒的变化模式叠加，使它们输出的光度变化不会很大(1%-30%)。对这些变化的观测提供了白矮星内部星震的证据[7]。

DAV星

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脉动白矮星的类型[8][3], §1.1, 1.2;[6]
DAV (GCVS：ZZA) 光谱类型DA，在光谱中只有氢的吸收线
DBV (GCVS: ZZB) 光谱类型DB，在光谱中只有氦的吸收线
室女座GW (GCVS: ZZO) 大气层中大部分是C、He和O；
或许可再分为DOV和PNNV星
DQV 光谱类型DQ；高温、大气层以碳为主

早期的计算建议白矮星的变光周期约为10秒钟，但迄1960年代都未能找到[1], § 7.1.1;[9]。第一颗被发现的变光白矮星是HL金牛座76， Arlo U. Landolt在1965和1966年观测到他的变光周期是12.5分[10]。周期远远超过预测的原因是HL金牛座76像所知的其它脉动白矮星一样，是由非径向的引力波脉动造成的[1], § 7.。在1970年，其它的白矮星，罗斯548 (Ross 548)，也被发现有和HL金牛座76相同型式的变化[11]；在1972年，被冠上变星的标示，为鲸鱼座ZZ[12]。鲸鱼座ZZ这个名称也是脉动白矮星变星的一种类型，他是大气层以氢为主的白矮星，也称为DAV[1], pp. 891, 895.。这种恒星的变光周期在30秒至25分钟之间，有很狭窄的表面温度，范围大约在11,100至12,500K[13]。测量鲸鱼座ZZ 引力波脉动周期相对于时间变化的速率，可以直接测量DA白矮星冷却的时间尺度，反过来可以独立测量星系盘的年龄[14]。

DBV星

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在1982年，D. E. Winget和他同事的计算建议大气层以氦为主，表面温度大约在19,000的DB白矮星也是脉动白矮星[15], p. L67.。Winget然后在搜寻中发现这样的恒星GD 358，它是一颗变光的DB或DBV白矮星[16]，这是第一种在被发现之前就已经预侧到它们存在的变星[17], p. 89.。在1985年，这颗变星被标示为武仙座V777，这也是这一种变星的另一个名称[18]; [2], p. 3525。这种恒星的有效温度大约是25,000K[1], p. 895.。

室女座GW星

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第三种已知的脉动白矮星是室女座GW 星，经常再DOV和PNNV星，它们的原型是PG 1159-035[3], §1.1.。这种变化的恒星(它的原型有时也称为PG 1159星)是在1979年发现的[19]，并且在1985年被以室女座GW标示为变星[18]，并作为这一类变星的名称。严格来说，这种恒星还不是白矮星，相反的，它们在赫罗图上的位置介于渐近巨星分支和白矮星之间，它们应该称为前白矮星[3], § 1.1;[5]。它们是高温的，表面温度在75,000 K至200,000 K，并且有着以氦、碳和氧为主的大气层。它们可能有相对较低的表面重力(log g ≤ 6.5.)[3], Table 1，一般认为这类的恒星在冷却后会成为DO白矮星[3], § 1.1.。

室女座GW的变光模式周期范围在大约300秒至5,000秒[3], Table 1，对室女座GW脉动是如何变化的研究，最早开始于1980年代[20]，但仍然困扰了将近20年[21]。一开始，激发的机制被认为是所谓的κ-机制与光球层下面被电离的碳和氧的包层共同的作用，但是，如过氦也存在于这些包层中，这种机制将不会发生作用。但是，现在认为即使有氦的存在，这种机制依然可以激发[22], §1.。

DQV星

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一种新类型白矮星，有着高温、以碳为主的大气层，光谱类型为DQ，是Patrick Dufour、James Liebert和他们的同事在最近发现的[23]。理论上，这种白矮星在它们在有一部分大气层被电离的温度下就会发生脉动变化。麦克唐纳天文台的观测认为SDSS J142625.71 + 575218.3就是这一种白矮星；若真是如此，它将是这种新类型脉动白矮星，DQV，的第一个成员。但是，它也可能是有碳-氧吸积盘的联星系[6]。

参考资料

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  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Physics of white dwarf stars （页面存档备份，存于互联网档案馆）, D. Koester and G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837–915.
  2. ^ 2.0 2.1 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 0333750888.
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 3.4 3.5 3.6 3.7 Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram （页面存档备份，存于互联网档案馆）, 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 （页面存档备份，存于互联网档案馆）, T. Nagel and K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. L45–L48.
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  6. ^ 6.0 6.1 6.2 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.
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相关条目

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外部链接和延伸读物

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