ZZ-Ceti-Stern

Die ZZ-Ceti-Sterne sind eine Klasse von pulsationsveränderlichen Weißen Zwergen, die nach dem Prototyp ZZ Ceti im Sternbild Walfisch (lat. Cetus) benannt sind.

Definition

Der Begriff der ZZ-Ceti-Sterne wird sowohl als Synonym für alle pulsationsveränderliche Weiße Zwerge als auch für eine Untergruppe der pulsationsveränderlichen Weißen Zwerge benutzt. Die Amplitude der Helligkeitsänderungen aller ZZ-Ceti-Sterne ist gering mit weniger als 0,3 mag bei Perioden von einigen Minuten. Die Schwingungen in der Atmosphäre aller ZZ-Ceti-Sterne sind die Folge von nichtradialen g-Wellen.

Klassifikation

Pulsierende Weiße Zwerge werden in drei Klassen eingeteilt:

• Die DAV Sterne werden auch klassische ZZ-Ceti-Sterne bezeichnet, da sie als erste veränderliche Weiße Zwerge entdeckt wurden. Ihre Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm ist die Verlängerung des Instabilitätsstreifens in die Abkühlungsbahn von Weißen Zwergen und der die Pulsationen steuernde Kappa-Mechanismus liegt in der Ionisationszone des Wasserstoffs. Die Spektren zeigen eine charakteristische Wasserstoff-Atmosphäre mit einer effektiven Temperatur zwischen 12500 und 11100 Kelvin.
• Die DBV-Sterne oder auch V777-Herculis-Sterne zeigen eine fast reine Heliumatmosphäre und der Anregungsmechanismus wird in der Ionisationszone des Heliums vermutet. Die effektive Temperatur der DBV-Sterne liegt zwischen 19.000 und 25.000 Kelvin.
• Die GW-Virginis-Sterne oder PG1159-Sterne verfügen über eine noch höhere effektive Temperatur zwischen 75.000 und 200.000 Kelvin. Es handelt sich um Post-AGB-Sterne, die sich in Weiße Zwerg umwandeln. Der Kappa-Mechanismus der GW-Vir-Sterne basiert wohl auf der zyklischen Ionisation von Kohlenstoff und Sauerstoff. Die PG1159-Sterne zeigen einen starke Anreicherung von Helium und Kohlenstoff in ihren Atmosphären. Dies wird als eine Folge eines späten thermischen Pulses interpretiert^[1].

Asteroseismologie

Wegen der kurzen Perioden von einigen Sekunden bis Minuten sind die ZZ-Ceti-Sterne bevorzugtes Ziel der Asteroseismologie. Dabei wird aus der Analyse der Schwingungen auf den Aufbau des Sterns geschlossen. Die Asteroseismologie kann bei Weißen Zwergen die Dichteverteilung, den Radius, die Rotationsgeschwindigkeit, die chemische Zusammensetzung und indirekt das Alter bestimmen. Dies ist eine Möglichkeit die Sternentwicklungssimulationen unabhängig zu verifizieren.

Literatur

• Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5..
• John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
• C. Aerts,J. Christensen-Dalsgaard, D. W. Kurtz: Asteroseismology. Springer Verlag, Berlin 2009, ISBN 9781402051784.

Einzelnachweis

1. ↑ R. Gallino, O. Straniero, E. Zinner, M. Jadhav, L. Piersanti, S. Cristallo, S. Bisterzo: Nucleosynthesis origin of PG 1159 stars, Sakurai's object and of rare subclasses of presolar grains. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1107.0562v1.

Siehe auch

• Veränderlicher Stern
• Pulsationsveränderlicher Stern

Weblinks

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