Una enana blanca pulsante es una estrella enana blanca cuya luminosidad varía debido a las pulsaciones de ondas de gravedad no radiales dentro de sí misma. Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes incluyen estrellas DAV , o ZZ Ceti , con atmósferas dominadas por hidrógeno y el tipo espectral DA; [1] DBV , o V777 Her , estrellas, con atmósferas dominadas por helio y el tipo espectral DB; [2] y estrellas GW Vir , con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. , y el tipo espectral PG 1159 . (Algunos autores también incluyen estrellas que no son PG 1159 en la clase de estrellas GW Vir). Las estrellas GW Vir pueden subdividirse en estrellas DOV y PNNV ; [3] [4] no son, estrictamente hablando, enanas blancas, sino enanas preblancas que aún no han alcanzado la región de las enanas blancas en el diagrama de Hertzsprung-Russell . [5] [6] También se ha propuesto un subtipo de estrellas DQV , con atmósferas dominadas por carbono , [7] y en mayo de 2012, se informó de la primera enana blanca de variable de masa extremadamente baja ( ELMV ). [8]
Todas estas variables exhiben pequeñas variaciones (1% -30%) en la salida de luz, que surgen de una superposición de modos vibratorios con períodos de cientos a miles de segundos. La observación de estas variaciones proporciona evidencia astrosismológica sobre el interior de las enanas blancas. [9]
Los primeros cálculos sugirieron que las enanas blancas deberían variar con períodos de alrededor de 10 segundos, pero las búsquedas en la década de 1960 no lograron observar esto. [11] [12] La primera enana blanca variable encontrada fue HL Tau 76 ; en 1965 y 1966, Arlo U. Landolt observó que variaba con un período de aproximadamente 12,5 minutos. [13] La razón por la que este período es más largo de lo previsto es que la variabilidad de HL Tau 76, como la de las otras enanas blancas variables pulsantes conocidas, surge de pulsaciones de ondas de gravedad no radiales. [14] En 1970, se descubrió que otra enana blanca, Ross 548 , tenía el mismo tipo de variabilidad que HL Tau 76; [15]en 1972, se le dio la designación de estrella variable ZZ Ceti . [16] El nombre ZZ Ceti también se refiere a esta clase de enanas blancas variables pulsantes, que, como consta de enanas blancas con atmósferas de hidrógeno, también se llama DAV . [17] Estas estrellas tienen periodos entre 30 segundos y 25 minutos y se encuentran en un rango bastante estrecho de temperaturas efectivas entre 12.500 y 11.100 K aproximadamente . [18] La medición de la tasa de cambio de período con el tiempo para las pulsaciones de la onda de gravedad en las estrellas ZZ Ceti es una medida directa de la escala de tiempo de enfriamiento para una enana blanca DA, que a su vez puede dar una medida independiente de la edad del disco galáctico . [19]
En 1982, los cálculos de Don Winget y sus colaboradores sugirieron que las enanas blancas DB de atmósfera de helio con temperaturas superficiales de alrededor de 19.000 K también deberían pulsar. [20] Winget luego buscó tales estrellas y encontró que GD 358 era una enana blanca variable DB, o DBV . [21] Esta fue la primera predicción de una clase de estrellas variables antes de su observación. [22] En 1985, esta estrella recibió la designación V777 Her , que también es otro nombre para esta clase de estrellas variables. [2] [23] Estas estrellas tienen temperaturas efectivas de alrededor de 25,000K. [24]
La tercera clase conocida de enanas blancas variables pulsantes son las estrellas GW Vir , a veces subdivididas en estrellas DOV y PNNV . Su prototipo es PG 1159-035 . [5] Se observó que esta estrella (también el prototipo de la clase de estrellas PG 1159 ) variaba en 1979, [25] y se le dio la designación de estrella variable GW Vir en 1985, [23] dando su nombre a la clase. Estas estrellas no son, estrictamente hablando, enanas blancas; más bien, son estrellas que están en una posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell entre la rama gigante asintóticay la región de las enanas blancas. Se les puede llamar enanas preblancas . [5] [6] Son calientes, con temperaturas superficiales entre 75.000 K y 200.000 K, y tienen atmósferas dominadas por helio , carbono y oxígeno . Pueden tener densidades superficiales relativamente bajas (log g ≤ 6,5). [26] Se cree que estas estrellas eventualmente se enfriarán y se convertirán en enanas blancas DO. [5]