Stella pre-degenere

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Una stella pre-degenere, nota anche come stella PG 1159 dalla stella prototipo,[1] è una stella con un'atmosfera quasi priva di idrogeno in una fase di transizione fra una stella centrale di una nebulosa planetaria ed una calda nana bianca. Queste stelle sono molto calde, con una temperatura superficiale compresa fra i 75.000 K e 200.000 K[2] e sono caratterizzate da un'atmosfera con poco idrogeno e linee di assorbimento dell'elio, del carbonio e dell'ossigeno; la loro gravità superficiale è tipicamente compresa fra 104 e 106 m/s². Alcune stelle di questa classe sono ancora nella fase di fusione dell'elio.[3]. Queste stelle sono anche chiamate PG 1159 dal nome della stella prototipo, PG 1159-035; questa stella, scoperta dal monitoraggio Palomar-Green degli oggetti con eccesso di radiazione ultravioletta[4] è la prima stella di questa classe ad essere scoperta.

Si crede che la composizione atmosferica delle stelle pre-degeneri sia esotica poiché, dopo aver lasciato il ramo asintotico delle giganti, hanno ripreso a fondere l'elio; come risultato, l'atmosfera di una stella di questa classe è una mistura di materia che si trovava fra l'involucro di idrogeno in fusione e dell'elio in fusione della stella gigante progenitrice.[3] Si crede che possano perdere massa, raffreddarsi e diventare delle nane bianche di tipo DO.[2][5]

Alcune di queste stelle possiedono una luminosità variabile; l'ampiezza delle escursioni varia leggermente (5–10%) a causa delle loro pulsazioni di onde di gravità non radiali. Il periodo tipico è tra 300 e 3000 secondi.[6][7] La prima stella conosciuta di questo tipo di variabile è la stessa PG 1159-035, che fu scoperta variare nel 1979,[8] e le fu poi assegnata, nel 1985, la sigla di variabile "GW Vir".[9] Queste stelle sono chiamate anche variabili GW Vir e possono essere considerate parte delle stelle DOV e PNNV.[7], § 1.1;[10]

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ Jaschek & Jaschek: CARBON C
  2. ^ a b 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.
  3. ^ a b 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
  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. Centre de Données astronomiques de Strasbourg ID II/207 Archiviato il 20 febbraio 2007 in Internet Archive..
  5. ^ Determination of Mass-Loss Rates of PG 1159 Stars from Far-Ultraviolet Spectroscopy, Lars Koesterke and Klaus Werner, Astrophysical Journal 500 (giugno 1998), pp. L55–L59.
  6. ^ Asteroseismology of white dwarf stars, D. E. Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10, #49 (14 dicembre 1998), pp. 11247–11261. DOI 10.1088/0953-8984/10/49/014.
  7. ^ a b 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.
  8. ^ 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.
  9. ^ 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, 8 marzo 1985.
  10. ^ §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.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]