Share to: share facebook share twitter share wa share telegram print page

Estrella predegenerada

Un estel predegenerat o estel PG 1159 (estrella predegenerada o estrella PG 1159),[1] és un estel amb una atmosfera deficient en hidrogen que està en transició entre ser l'estel central d'una nebulosa planetària i una nana blanca calent. Aquests estels són calents, amb una temperatura superficial entre els 75.000 K i els 200.000 K,[2] i es caracteritzen per atmosferes amb poc hidrogen i línies d'absorció d'heli, carboni i oxigen]. La seva gravetat superficial es troba entre els 104 i els 10⁶ metres per segon al quadrat. Alguns estels prepredegenerats encara duen a terme la fusión d'heli.[3] El prototip d'aquest tipus d'estel és PG 1159-035, el primer estel d'aquestes característiques descobert.[4] El 1979 es descobrí que era un estel variable,[5] i se li donà el nom d'estel variable GW Vir el 1985.[6] Aquests estel es coneixen amb el nom d'estels GW Vir, com el seu estel prototip, o també la seva classe es pot desdoblar en DOV i PNNV.[7][8]

Es pensa que la composició atmosfèrica dels estels predegenerats és estranya, ja que després d'haver deixat la branca asimptòtica de les gegants, han reprès la fusió d'heli. Com a conseqüència, l'atmosfera d'un estel predegenerat és una barreja de material situat entre les capes de combustió d'heli i hidrogen del seu estel progenitor de la branca asimptòtica de les gegants.[3], §1. Es pensa que de mica en mica perden massa, es refreden i es converteixen en DO.[2]; [9], §4.

Alguns estels predegenerats tenen lluminositats variables. Aquests estel varien poc (5–10%) en lluentor a causa de les polsacions d'ones gravitatòries no radials en el seu interior. Vibre en un nombre de modes simultàniament, amb períodes entre els 300 i els 3,000 segons.[10][7], Table 1.

Vegeu també

Referències

  1. ↑ Jaschek & Jaschek: CARBON C
  2. ↑ 2,0 2,1 Observational constraints on the evolutionary connection between PG 1159 stars and DO white dwarfs, S. D. Huegelmeyer, S. Dreizler, K. Werner, J. Krzesinski, A. Nitta, and S. J. Kleinman. arXiv:astro-ph/0610746.(anglès)
  3. ↑ 3,0 3,1 The Elemental Abundances in Bare Planetary Nebula Central Stars and the Shell Burning in AGB Stars, Klaus Werner and Falk Herwig, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 118, #840 (February 2006), pp. 183–204(anglès)
  4. ↑ The Palomar-Green catalog of ultraviolet-excess stellar objects, R. F. Green, M. Schmidt, and J. Liebert, Astrophysical Journal Supplement 61 (June 1986), pp. 305–352. CDS ID II/207 Arxivat 2007-02-20 a Wayback Machine..
  5. ↑ PG1159-035: A new, hot, non-DA pulsating degenerate, J. T. McGraw, S. G. Starrfield, J. Liebert, and R. F. Green, pp. 377–381 in White Dwarfs and Variable Degenerate Stars, IAU Colloquium #53, ed. H. M. van Horn and V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979.(anglès)
  6. ↑ The 67th Name-List of Variable Stars, P. N. Kholopov, N. N. Samus, E. V. Kazarovets, and N. B. Perova, Information Bulletin on Variable Stars, #2681, March 8, 1985.
  7. ↑ 7,0 7,1 Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram, Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219–248.(anglès)
  8. ↑ §1, Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209, T. Nagel and K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. L45–L48.
  9. ↑ Determination of Mass-Loss Rates of PG 1159 Stars from Far-Ultraviolet Spectroscopy, Lars Koesterke and Klaus Werner, Astrophysical Journal 500 (June 1998), pp. L55–L59.
  10. ↑ Asteroseismology of white dwarf stars, D. E. Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10, #49 (December 14, 1998), pp. 11247–11261. DOI 10.1088/0953-8984/10/49/014.
Kembali kehalaman sebelumnya