Quelltext der Seite ZZ-Ceti-Stern

Die '''ZZ-Ceti-Sterne''' sind eine Klasse [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsationsveränderlicher]] [[Weißer Zwerg]]e, die nach dem Prototyp [[ZZ&nbsp;Ceti]] im [[Sternbild]] [[Walfisch (Sternbild)|Walfisch]] ([[Latein|lat.]] Cetus) benannt sind.

== Definition ==
Der Begriff der ZZ-Ceti-Sterne wird sowohl als [[Synonym]] für alle pulsationsveränderlichen Weißen Zwerge als auch für eine Untergruppe der pulsationsveränderlichen Weißen Zwerge benutzt. Die [[Amplitude]] der Helligkeitsänderungen aller ZZ-Ceti-Sterne ist mit unter 0,3&nbsp;[[Scheinbare Helligkeit|mag]] gering, bei [[Periode (Physik)|Perioden]] von einigen Minuten. Die [[Schwingung]]en in den [[Sternatmosphäre|Atmosphären]] aller ZZ-Ceti-Sterne sind die Folge [[Pulsationsveränderlicher Stern#Schwingungsarten|nichtradialer g-Wellen]].

== Klassifikation ==
Pulsierende Weiße Zwerge werden in mehrere Klassen eingeteilt:
* Die '''DAV-Sterne''' (''GCVS:ZZA'') 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 [[Instabilitätsstreifen]]s in die Abkühlungsbahn von Weißen Zwergen. Der [[Kappa-Mechanismus]], der die Pulsationen steuert, liegt in der [[Ionisation]]szone des [[Wasserstoff]]s. Die [[Spektrum (Physik)|Spektren]] zeigen eine charakteristische Wasserstoff-Atmosphäre mit einer [[Effektive Temperatur|effektiven Temperatur]] zwischen 11.100 und 12.500&nbsp;[[Kelvin|K]].
* Die '''DBV-Sterne''' (''GCVS:ZZB'') oder auch '''V777-[[Herkules (Sternbild)|Herculis]]-Sterne''' zeigen eine fast reine [[Helium]]<nowiki />atmosphäre, der Anregungsmechanismus wird bei diesen Sternen in der Ionisationszone des Heliums vermutet. Die effektive Temperatur der DBV-Sterne liegt zwischen 19.000 und 25.000&nbsp;K. Als Rückstellmechanismus wird die [[Gravitationskraft]] angenommen, bei Periodenlängen der Pulsationen zwischen 100 und 1100&nbsp;Sekunden.<ref>{{Literatur |Autor=Alejandro H. Corsico u. a. |Titel=Asteroseismology of the Kepler V777 Her variable white dwarf with fully evolutionary models |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1112.5882v1}}</ref>
* Die '''DQV-Sterne''' zeigen in ihren Spektren Linien des neutralen oder einfach ionisierten [[Kohlenstoff]]s bzw. die [[Swan-Bande]]n. Die ungewöhnliche chemische Zusammensetzung dieser Weißen Zwerge könnte durch [[AGB-Stern#Später thermischer Puls|späte thermische Pulse]] entstehen, oder der Vorläuferstern war ein [[Super-AGB-Stern]]. Die Ursache der Veränderlichkeit ist nicht  bekannt.<ref>{{Literatur |Autor=Kurtis A. Williams et al. |Titel=PHOTOMETRIC VARIABILITY IN A WARM, STRONGLY MAGNETIC DQ WHITE DWARF, SDSS J103655.39+652252.2 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1304.3165v1}}</ref>
* Die '''GW-Virginis-''' (GCVS: ''ZZO'') oder '''[[PG1159-Stern]]e''' verfügen über eine noch höhere effektive Temperatur zwischen 75.000 und 200.000&nbsp;K. Es handelt sich um [[AGB-Stern#Post-AGB-Entwicklung|Post-AGB-Sterne]], die sich in Weiße Zwerge umwandeln. Der Kappa-Mechanismus der GW-Vir-Sterne basiert wohl auf der zyklischen Ionisation von Kohlenstoff und [[Sauerstoff]]. Die PG1159-Sterne zeigen eine starke Anreicherung von Helium und Kohlenstoff in ihren Atmosphären. Dies wird als eine Folge eines späten thermischen Pulses interpretiert.<ref>{{Literatur |Autor=R. Gallino, O. Straniero, E. Zinner, M. Jadhav, L. Piersanti, S. Cristallo, S. Bisterzo |Titel=Nucleosynthesis origin of PG 1159 stars, Sakurai's object and of rare subclasses of presolar grains |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1107.0562v1}}</ref> Der Begriff der GW-Virginis-Sterne wird auch für pulsierenden Weiße Zwerge in [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen Doppelsternsystemen]] verwendet. Dabei handelt es sich um enge [[Doppelstern]]e aus einem [[Akkretion (Astronomie)|akkretierenden]] Weißen Zwerg und einem massespendenden Begleitstern. Ist der Massefluss zum Weißen Zwerg gering, so ist es möglich die Schwingungen des Weißen Zwergs zu beobachten und zu analysieren.<ref>{{Literatur |Autor=Helena Uthas u. a. |Titel=Two new accreting, pulsating white dwarfs: SDSS J1457+51 and BW Sculptoris |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1111.3956v1}}</ref>
* Weiße Zwerge mit einer Masse von weniger 0,35&nbsp;[[Sonnenmasse]]n (M<sub>☉</sub>) und Temperaturen zwischen 8500 und 10.000&nbsp;K werden als '''ELMVs (extremely low mass variables)''' oder [[EL-Canum-Venaticorum-Stern]]e bezeichnet.<ref>{{Literatur |Autor=S. O. Kepler, Alejandra D. Romero |Titel=Pulsating White Dwarfs |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2017 |arXiv=1706.07020v1}}</ref>
* Noch keiner Klasse zugeordnet wurde der Weiße Zwerg SDSS&nbsp;J184037.78+642312.3. Es handelt sich um den ersten pulsierenden Weißen Zwerg sehr geringer Masse (unter 0,25&nbsp;M<sub>☉</sub>) mit einem Heliumkern und einer dicken Wasserstoffatmosphäre. Die Pulsationsperioden liegen um 4700&nbsp;Sekunden und die Temperatur bei 9100&nbsp;K. Diese Weißen Zwerge mit weniger als 0,25&nbsp;M<sub>☉</sub> sind überwiegend in Doppelsternsystemen gefunden worden als Begleiter von [[Pulsar#Millisekundenpulsare|Millisekundenpulsaren]].<ref>{{Literatur |Autor=A. H. Corsico, A. D. Romero, L. G. Althaus, J. J. Hermes |Titel=The seismic properties of low-mass He-core white dwarf stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1209.5107}}</ref>

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell nicht ganz hundert Sterne mit dem Kürzel ''ZZ'', ''ZZA'', ''ZZB'' oder ''ZZO'', womit nicht ganz 0,2&nbsp;% aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der ZZ-Ceti-Sterne oder einer Unterkategorie gezählt werden.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle| url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm| titel= Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia| abruf=2019-10-11}}</ref>

== 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 [[Sternaufbau|Aufbau des Sterns]] geschlossen. Die Asteroseismologie kann bei Weißen Zwergen folgende Größen bestimmen:
* die [[Dichte]]<nowiki />verteilung
* den Radius
* die Masse
* die absolute [[Leuchtkraft]]
* die [[Sternrotation|Rotationsgeschwindigkeit]]
* die chemische Zusammensetzung
* das Alter (indirekt).

Die Asteroseismologie ist eine Möglichkeit, die Simulationen der [[Sternentwicklung]] unabhängig zu verifizieren. Dabei wird bei ZZ-Ceti-Sternen beobachtet, dass nur wenige [[Moden]] angeregt sind. Im Gegensatz dazu sollte nach theoretischen Berechnungen eine Vielzahl von Schwingungsmoden pulsieren. Erschwert wird die Analyse durch die Veränderlichkeit der Amplitude der einzelnen Schwingungsmoden.<ref>{{Literatur |Autor=J. N. Fu u. a. |Titel=Asteroseismology of the ZZ Ceti star HS 0507+0434B |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1110.6226}}</ref>

== Beispiele ==
* [[ZZ Ceti]], [[BPM 37093]], [[PG 1159-035]], [[SDSS J142625.71+575218.3|V430 Ursae Majoris]], [[WZ Sagittae]],  V354 Puppis

== Literatur ==
* {{Literatur |Autor=[[Cuno Hoffmeister]], Gerold Richter, [[Wolfgang Wenzel]] |Titel=Veränderliche Sterne |Verlag=J. A. Barth Verlag |Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}
* {{Literatur |Autor=John R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}
* {{Literatur |Autor=C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D. W. Kurtz |Titel=Asteroseismology |Verlag=Springer Verlag |Ort=Berlin |Datum=2009 |ISBN=978-1-4020-5178-4}}

== Weblinks ==
* Paul A. Bradley: [http://astro.if.ufrgs.br/wdtables.html ''Variable White Dwarf Data Tables.''] 22 March 2005 version. Accessed online June 7, 2007.
* A. Gianninas, P. Bergeron, 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.'' In: ''Journal of Physics: Condensed Matter.'' 10, #49 (December 14, 1998), S. 11247–11261. [[doi:10.1088/0953-8984/10/49/014]].

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Pulsationsveränderlichen Sterne]]