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ZZ Ceti Stern Die e sind eine Klasse pulsationsveränderlicher Weißer Zwerge die nach dem Prototyp ZZ Ceti im Sternbild W

ZZ-Ceti-Stern

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

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

Pulsierende Weiße Zwerge werden in mehrere Klassen eingeteilt:

  • Die DAV-Sterne (GCVS:ZZA) 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 K.
  • Die DBV-Sterne (GCVS:ZZB) 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 K. Als Rückstellmechanismus wird die Gravitationskraft angenommen, bei Periodenlängen der Pulsationen zwischen 100 und 1100 Sekunden.
  • 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.
  • Die GW-Virginis- (GCVS: ZZO) oder PG1159-Sterne verfügen über eine noch höhere effektive Temperatur zwischen 75.000 und 200.000 K. 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. 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.
  • Weiße Zwerge mit einer Masse von weniger 0,35 Sonnenmassen (M☉) und Temperaturen zwischen 8500 und 10.000 K werden als ELMVs (extremely low mass variables) oder EL-Canum-Venaticorum-Sterne bezeichnet.
  • 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 M☉) mit einem Heliumkern und einer dicken Wasserstoffatmosphäre. Die Pulsationsperioden liegen um 4700 Sekunden und die Temperatur bei 9100 K. Diese Weißen Zwerge mit weniger als 0,25 M☉ sind überwiegend in Doppelsternsystemen gefunden worden als Begleiter von Millisekundenpulsaren.

Vorkommen in Sternkatalogen Bearbeiten

Der General Catalogue of Variable Stars listet aktuell nicht ganz hundert Sterne mit dem Kürzel ZZ, ZZA, ZZB oder ZZO, womit nicht ganz 0,2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der ZZ-Ceti-Sterne oder einer Unterkategorie gezählt werden.

Asteroseismologie 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.

Beispiele Bearbeiten

Literatur Bearbeiten

  • Cuno Hoffmeister, Gerold Richter, Wolfgang Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
  • John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
  • C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D. W. Kurtz: Asteroseismology. Springer Verlag, Berlin 2009, ISBN 978-1-4020-5178-4.

Weblinks 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.

Einzelnachweise 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. S. O. Kepler, Alejandra D. Romero: Pulsating White Dwarfs. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1706.07020v1.
  6. 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.
  7. Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. Abgerufen am 11. Oktober 2019.
  8. J. N. Fu u. a.: Asteroseismology of the ZZ Ceti star HS 0507+0434B. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1110.6226.
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Die ZZ Ceti Sterne sind eine Klasse pulsationsveranderlicher Weisser Zwerge die nach dem Prototyp ZZ Ceti im Sternbild Walfisch lat Cetus benannt sind Inhaltsverzeichnis 1 Definition 2 Klassifikation 2 1 Vorkommen in Sternkatalogen 3 Asteroseismologie 4 Beispiele 5 Literatur 6 Weblinks 7 EinzelnachweiseDefinition BearbeitenDer Begriff der ZZ Ceti Sterne wird sowohl als Synonym fur alle pulsationsveranderlichen Weissen Zwerge als auch fur eine Untergruppe der pulsationsveranderlichen Weissen Zwerge benutzt Die Amplitude der Helligkeitsanderungen aller ZZ Ceti Sterne ist mit unter 0 3 mag gering bei Perioden von einigen Minuten Die Schwingungen in den Atmospharen aller ZZ Ceti Sterne sind die Folge nichtradialer g Wellen Klassifikation BearbeitenPulsierende Weisse Zwerge werden in mehrere Klassen eingeteilt Die DAV Sterne GCVS ZZA werden auch klassische ZZ Ceti Sterne bezeichnet da sie als erste veranderliche Weisse Zwerge entdeckt wurden Ihre Position im Hertzsprung Russell Diagramm ist die Verlangerung des Instabilitatsstreifens in die Abkuhlungsbahn von Weissen Zwergen Der Kappa Mechanismus der die Pulsationen steuert liegt in der Ionisationszone des Wasserstoffs Die Spektren zeigen eine charakteristische Wasserstoff Atmosphare mit einer effektiven Temperatur zwischen 11 100 und 12 500 K Die DBV Sterne GCVS ZZB oder auch V777 Herculis Sterne zeigen eine fast reine Heliumatmosphare 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 K Als Ruckstellmechanismus wird die Gravitationskraft angenommen bei Periodenlangen der Pulsationen zwischen 100 und 1100 Sekunden 1 Die DQV Sterne zeigen in ihren Spektren Linien des neutralen oder einfach ionisierten Kohlenstoffs bzw die Swan Banden Die ungewohnliche chemische Zusammensetzung dieser Weissen Zwerge konnte durch spate thermische Pulse entstehen oder der Vorlauferstern war ein Super AGB Stern Die Ursache der Veranderlichkeit ist nicht bekannt 2 Die GW Virginis GCVS ZZO oder PG1159 Sterne verfugen uber eine noch hohere effektive Temperatur zwischen 75 000 und 200 000 K 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 Atmospharen Dies wird als eine Folge eines spaten thermischen Pulses interpretiert 3 Der Begriff der GW Virginis Sterne wird auch fur 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 moglich die Schwingungen des Weissen Zwergs zu beobachten und zu analysieren 4 Weisse Zwerge mit einer Masse von weniger 0 35 Sonnenmassen M und Temperaturen zwischen 8500 und 10 000 K werden als ELMVs extremely low mass variables oder EL Canum Venaticorum Sterne bezeichnet 5 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 M mit einem Heliumkern und einer dicken Wasserstoffatmosphare Die Pulsationsperioden liegen um 4700 Sekunden und die Temperatur bei 9100 K Diese Weissen Zwerge mit weniger als 0 25 M sind uberwiegend in Doppelsternsystemen gefunden worden als Begleiter von Millisekundenpulsaren 6 Vorkommen in Sternkatalogen Bearbeiten Der General Catalogue of Variable Stars listet aktuell nicht ganz hundert Sterne mit dem Kurzel ZZ ZZA ZZB oder ZZO womit nicht ganz 0 2 aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der ZZ Ceti Sterne oder einer Unterkategorie gezahlt werden 7 Asteroseismologie BearbeitenWegen 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 Grossen bestimmen die Dichteverteilung den Radius die Masse die absolute Leuchtkraft die Rotationsgeschwindigkeit die chemische Zusammensetzung das Alter indirekt Die Asteroseismologie ist eine Moglichkeit die Simulationen der Sternentwicklung unabhangig 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 Veranderlichkeit der Amplitude der einzelnen Schwingungsmoden 8 Beispiele BearbeitenZZ Ceti BPM 37093 PG 1159 035 V430 Ursae Majoris WZ Sagittae V354 PuppisLiteratur BearbeitenCuno Hoffmeister Gerold Richter Wolfgang Wenzel Veranderliche Sterne J A Barth Verlag Leipzig 1990 ISBN 3 335 00224 5 John R Percy Understanding Variable Stars Cambridge University Press Cambridge 2007 ISBN 978 0 521 23253 1 C Aerts J Christensen Dalsgaard D W Kurtz Asteroseismology Springer Verlag Berlin 2009 ISBN 978 1 4020 5178 4 Weblinks BearbeitenPaul 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 Einzelnachweise Bearbeiten 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 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 R Gallino O Straniero E Zinner M Jadhav L Piersanti S Cristallo S 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