Пульсирующие белые карлики — подкласс белых карликов, светимость которых меняется из-за нерадиальных пульсаций волн гравитации (gravity wave) (не гравитационных волн!) внутри звезды^[1]. Эти переменные показывают небольшие (1 % — 30 %) изменения светового потока, вытекающего из суперпозиции колебаний с периодами от сотен до тысяч секунд. Наблюдение этих изменений дает астросейсмические свидетельства о внутреннем устройстве белых карликов^[2].

Известные типы пульсирующих белых карликов включают:

• DAV звёзды (ZZA по классификации ОКПЗ^[3]) или звёзды типа ZZ Кита, звезды, с доминированием водорода в атмосфере звезды, спектрального типа DA^{[4], pp. 891, 895};
• DBV звёзды (ZZB по классификации ОКПЗ^[3]), или звезды типа V777 Геркулеса, звезды, с доминированием гелия в атмосфере звезды, спектрального типа DB^{[5], p. 3525};
• звёзды типа GW Девы (ZZO по классификации ОКПЗ^[3]), с преобладанием в атмосфере звезды гелия, углерода и кислорода, спектрального типа PG 1159 с редкими запрещенными линиями трехкратно ионизированного углерода и однократно ионизированного гелия. (Некоторые авторы также включают звёзды не типа PG 1159 в класс звёзд типа GW Девы). Звезды типа GW Девы могут быть разделены на DOV и PNNV звёзды^{[6], § 1.1, 1.2;[7]}. Они не являются, строго говоря, белыми карликами, но являются звёздами, которые ещё не достигли области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, соответствующей белым карликам^{[6], § 1.1;[8]}.
• DQV звёзды — подтип звёзд, с доминированием углерода в атмосфере звезды, был предложен в 2008 году^[9].

DAV звёзды

Ранние расчеты свидетельствовали, что белые карлики должны пульсировать с периодом около 10 секунд, но поиски в 1960-х годах не принесли успеха^{[4], § 7.1.1;[10]}. Первая переменность белого карлика был замечена у HL Тельца 76; в 1965 году и в 1966 году Арло Ландольт (en:Arlo U. Landolt) измерил, что его пульсации имеют период около 12,5 минут^[11]. Причиной того, что период был больше, чем предсказывалось заключается в том, что переменность HL Тельца 76, как и у других пульсирующих белых карликов возникает из-за не-радиальных пульсации волн гравитации^{[4], § 7}. В 1970 году было установлено, что другой белый карлик, Росс 548 (Ross 548), имеет тот же тип переменности что и HL Тельца 76^[12], в 1972 году, ему было присвоено обозначение ZZ Кита^[13]. Название ZZ Кита также относится ко всему классу пульсирующих переменных белых карликов, которые имеют преобладание водорода в атмосфере звезды^{[4], pp. 891, 895}. Эти звезды имеют периоды от 30 секунд до 25 минут и находятся в довольно узком диапазоне эффективных температур: от примерно 11 100 К до 12 500 К^[14]. Скорость изменения периода времени для волн гравитации у звёзд типа ZZ Кита прямо пропорциональна времени охлаждения для белых карликов типа DA, что, в свою очередь, может дать инструмент для независимого измерения возраста галактического диска^[15].

DBV звезды

В 1982 году расчёты Д.Е. Уингета (D.E. Winget) и его коллег позволили предложить, что белые карлики типа DB с гелиевой атмосферой и температурой поверхности около 19 000 К также должны пульсировать^{[16], p. L67.}. Уингет искал такие звезды, и обнаружил, что GD 358 имела переменность типа DBV^[17]. Это было первое предсказание класса переменных звезд до их наблюдения^{[18], p. 89.}. В 1985 году эта звезда была обозначена как V777 Геркулеса, и также являются другим названием этого класса переменных звезд^{[19]; [5], p. 3525} Эти звезды имеют эффективную температуру поверхности около 25 000 K^{[4], p. 895.}.

Звёзды типа GW Девы

Третий известный класс пульсирующих переменных белых карликов называется звёзды типа GW Девы и иногда он подразделяется на звёзды типа DOV и PNNV. Их прототип PG 1159-035^{[6], §1.1}. У этой звезды (также прототип класса звёзд типа PG 1159) впервые наблюдалась переменность в 1979 году^[20], и в 1985 году она получила обозначение GW Девы^[19], дав название новому классу звёзд. Эти звезды, строго говоря, не являются белыми карликами, а, скорее, они являются звездами, которые на диаграмме Герцшпрунга-Рессела находятся между асимптотической ветвью гигантов и областью белых карликов. Они могут быть названы протобелыми карликами или предбелыми карликами (pre-white dwarfs)^{[6], § 1.1;[8]}. Это горячие звёзды с температурой поверхности от 75 000 K до 200 000 K, и атмосферой в которой преобладает гелий, углерод и кислород. Они могут иметь относительно низкую силу тяжести на поверхности (log g ≤ 6.5)^{[6], Table 1}. Считается, что эти звезды в конечном итоге охладятся и станут белыми карликами типа DO^{[6], § 1.1}.

Периоды колебательных мод звёзд типа GW Девы лежат в диапазоне от 300 до 5000 секунд^{[6], Table 1}. Пульсации звёзд типа GW Девы впервые была изучены в 1980-х годах^[21], но с тех пор они остается необъяснёнными^[22]. С самого начала считалось, что возбуждения вызваны так называемым k-механизмом, связанным с ионизацией углерода и кислорода в оболочке звезды ниже фотосферы, но считалось, что этот механизм не будет работать, если гелий присутствует в оболочке. Однако теперь выясняется, что нестабильность может существовать даже в присутствии гелия^{[23], §1}.

DQV звёзды

Новый класс белых карликов, с спектрального типа DQ и горячей атмосферой с преобладанием углерода, был недавно обнаружен Патриком Дюфуром (Patrick Dufour), Джеймсом Либертом (James Liebert) и их сотрудниками^[24]. Теоретически, такие белые карлики должны пульсировать при температурах, когда их атмосферы частично ионизованы. Наблюдения, сделанные в обсерватории Мак-Дональда, позволили предположить, что SDSS J142625.71 +575218,3 является таким белым карликом, м если это так, то он будет первым членом нового, DQV-класса пульсирующих белых карликов. Однако, возможно, что этот белый карлик входит в двойную систему с аккреционным углерод-кислородным диском^[9].

Примечания