Naine blanche à pulsations

Les premiers calculs suggéraient que les naines blanches auraient dû varier avec des périodes autour de 10 secondes, mais les recherches des années 1960 ne réussirent pas dans l'observation de ce phénomène[1] - [10].

La première naine blanche variable trouvée fut HL Tau 76, en 1965 et 1966. Arlo U. Landolt observa une variation d'une période d'à peu près 12,5 minutes[11]. 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[1]. En 1970, on découvrit une autre naine blanche, ZZ Ceti, du même type de variabilité que HL Tau 76[12]; en 1972, on la désigna sous le nom d'étoile variable ZZ Ceti[13]. 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[1]. 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 12 500 K[14]. 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[15]

En 1982, des calculs de D. E. Winget et ses collègues suggérèrent que les atmosphères d'hélium des naines blanches de type DB avec des températures aux alentours de 19 000 K devraient aussi être pulsantes[16]. Winget a ensuite cherché de telles étoiles et a trouvé que GD 358 (en) était une naine blanche variable de type DB, ou une DBV[17]. C'était la première prédiction d'une classe d'étoiles variables antérieure à leur observation[18]. En 1985, cette étoile reçut le nom de V777 Her, qui constitue également une autre désignation pour cette classe d'étoiles variables[2] - [19]. Ces étoiles ont des températures effectives de l'ordre de 25 000 K[1].

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[3]. C'est en 1979 que l'on observa la variablilité de cette étoile, également prototype de la classe d'étoiles PG 1159[20], et elle reçut la désignation d'étoile variable GW Vir en 1985[19], 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[3] - [5]. 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)[3]. On pense que ces étoiles vont finalement se refroidir et devenir des naines blanches de type DO[3]. La période des modes de vibration des étoiles GW Vir s'étale d'à peu près 200 s à 5 000 s[3]. C'est dans les années 1980 qu'on a commencé à étudier la façon dont ces pulsations sont excitées[21], mais elle est demeurée incertaine pendant près de 20 ans[22]. 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[23].

Patrick Dufour, James Liebert et leur collègues ont découvert récemment une nouvelle classe de naines blanches, de type spectral DQ, chaude avec une atmosphère dominée par le carbone[24]. Théoriquement, ces naines blanches ont des pulsations aux températures où leur atmosphère est partiellement ionisée. Des observations à l'observatoire McDonald suggèrent que SDSS J142625.71+575218.3 est une naine blanche de ce type ; dans ce cas, elle serait la première du nouveau type (DQV) de naine blanche à pulsations. Cependant, cela peut aussi être un système binaire de naines blanches avec un disque d'accrétion de carbone-oxygène[6].

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• Bande d'instabilité
• G117-B15A (en)

Le présent article étant issu d'une traduction de la Wikipedia anglaise, les références ci-dessous sont en anglais.

• Variable White Dwarf Data Tables, Paul A. Bradley, version du 22 mars 2005. Consulté le 7 juin 2007.
• A Progress Report on the Empirical Determination of the ZZ Ceti Instability Strip, A. Gianninas, P. Bergeron, and G. Fontaine, arXiv:astro-ph/0612043.
• Asteroseismology of white dwarf stars, D. E. Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10, #49 (14 décembre, 1998), p. 11247/11261. DOI 10.1088/0953-8984/10/49/014.