Naine blanche à pulsations - Définition

Introduction

Une naine blanche à pulsations est une étoile naine blanche à la luminosité variable du fait de pulsations d'ondes de gravité non-radiales dans sa partie interne. Les types connus de naines blanches à pulsations comprennent les étoiles DAV, ou ZZ Ceti, de type DA avec atmosphère dominée par l'hydrogène, celles de type DBV ou V777 Her, de type spectral DB, avec atmosphère dominée par l'hélium, et les étoiles GW Vir, de type spectral PG 1159 avec atmosphère dominée par l'hélium, le carbone et l'oxygène (certains auteurs incluent également des étoiles non-PG 1159 dans la classe des étoiles GW Vir). Les étoiles GW Vir peuvent se subdiviser en étoiles DOV et PNNV. Elles ne sont pas, stricto sensu, des naines blanches, mais des pré-naines blanches qui n'ont pas encore atteint la région des naines blanches sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Un sous-type des étoiles DQV, à l'atmosphère dominée par le carbone, a également été proposé.

Ces variables présentent toutes de légères variations dans l'émission de lumière (1 à 30 %), provenant de superposition de plusieurs modes vibratoires dont les périodes varient du millier à la centaine de millier de secondes. Des observations de ces variations fournissent des preuves astérosismologiques sur l'intérieur des naines blanches

Étoiles DAV

Les premiers calculs suggéraient que les naines blanches auraient dû varier avec des périodes autour de 10 secondes, mais les recherches des années 60 ne réussirent pas dans l'observation de ce phénomène.

La première naine blanche variable trouvée fut HL Tau 76 (en), en 1965 et 1966. Arlo U. Landolt (en) observa une variation d'une période d'à peu près 12,5 minutes. La raison de cette période plus longue que prédite de la variabilité de HL Tau 76, comme pour les autres naines blanches variables à pulsations connues provient de pulsations non-radiales d'ondes de gravité. En 1970, on découvrit une autre naine blanche, Ross 548 (en), du même type de variabilté que HL Tau 76; en 1972, on la désigna sous le nom d'étoile variable ZZ Ceti. Le nom de ZZ Ceti se réfère également à cette classe de naines blanches variables à pulsations, qui, puisqu'elle concerne des naines blanches à atmosphère d'hydrogène, s'appelle aussi DAV. Leur période s'étale de 30 secondes à 25 minutes, et on les trouve dans une gamme plus étroite de températures effectives, entre à peu près 11000 et 12500 K. La mesure du taux de la variation dans le temps de la période des pulsations de l'onde de gravité des étoiles ZZ Ceti est une mesure directe de l'échelle de temps de refroidissement d'une Naine blanche de type DA, qui à son tour peut donner une mesure indépendante de l'âge du disque galactique concerné

Étoiles GW Vir

La troisième classe de naine blanche à pulsations faisant l'objet d'une identification sont les étoiles GW Vir, parfois subdivisées en étoiles DOV et PNNV. Leur prototype est PG 1159-035. C'est en 1979 que l'on observa la variablilité de cette étoile, également prototype de la classe d'étoiles PG 1159, et elle reçut la désignation d'étoile variable GW Vir en 1985, ce qui donna son nom à la classe. Ces étoiles ne sont pas à proprement parler des naines blanches ; sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, ce sont plutôt des étoiles dans une position intermédiaire entre la branche asymptotique des géantes et la région des naines blanches. On peut les appeler des pré-naines blanches. Elles sont chaudes avec des températures de surface situées entre 75 000 K et 200 000 K, et ont des atmosphères dominées par l'hélium, le carbone et l'oxygène. Elles peuvent avoir une gravité superficielle relativement faible (log g ≤ 6,5). On pense que ces étoiles vont finalement se refroidir et devenir des naines blanches de type DO. La période des modes de vibration des étoiles GW Vir s'étale d'à peu près 200 s à 5 000 s. C'est dans les années 80 qu'on a commencé à étudier la façon dont ces pulsations sont excitées, mais elle est demeurée incertaine pendant près de 20 ans. Depuis le début, on pensait que le mécanisme d'excitation était causé par le mécanisme baptisé mécanisme-κ associé avec du carbone et de l'oxygène ionisés dans l'enveloppe sous la photosphère, mais on pensait que ce mécanisme ne fonctionnerait pas en présence d'hélium dans cette même enveloppe. Il est apparu cependant que l'instabilité peut se produire en présence d'hélium.