Back نجم شبه هالك Arabic Estrella predegenerada Catalan PG1159-Stern German PG 1159 star English PG 1159 -tähti Finnish Étoile PG 1159 French Stella pre-degenere Italian PG1159型星 Japanese Ѕвезда од типот на PG 1159 Macedonian Bintang PG 1159 Malay
Uma estrela 1159, frequentemente denominada estrela pré-degenerada[1], é uma estrela com pouco hidrogênio em sua atmosfera, em estado de transição de estrela principal de uma nebulosa planetária para uma anã branca quente. Essas estrelas são muito quentes, com uma temperatura superficial variando entre 75,000 K e 200,000 K[2], e são caracterizadas por atmosferas pobres em hidrogênio e linhas de absorção para o hélio, o carbono e o oxigênio. A gravidade superficial típica dessas estrelas varia de 104 a 106 m/s². Algumas estrelas PG 1159 ainda realizam a fusão nuclear do hélio.[3], § 2.1.1, 2.1.2, Tabela 2. As estrelas PG 1159 receberam este nome em referência à estrela-protótipo PG 1159-035. Essa estrela, descoberta pelo projeto de busca astronômica Palomar-Green por objetos estelares que apresentam excesso de ultravioleta[4], foi a primeira estrela PG 1159 descoberta.
Acredita-se que a composição atmosférica das estrelas PG 1159 seja incomum, pois, após deixar o ramo gigante assimptótico, elas reiniciaram o processo de fusão do hélio. Como resultado, a atmosfera de uma estrela PG 1159 é composta de uma mistura de materiais que se encontravam entre as camadas de fusão do hidrogênio e a de fusão do hélio em sua estrela progenitora do ramo gigante assimptótico.[3], §1. Acredita-se que elas eventualmente perdem massa, resfriam, e se tornam anãs brancas de classe DO.[2]; [5], §4.
Algumas estrelas PG 1159 apresentam variação na luminosidade. Essas estrelas variam sutilmente (5–10%) em brilho devido à onda gravitacional não-radial em seus interiores. Elas vibram em vários modos simultâneamente, apresentando períodos típicos de 300 a 3,000 segundos.[6][7], Tabela 1. A primeira estrela desse tipo conhecida também é a PG 1159-035, a qual se descobriu ser uma variável em 1979[8], tendo recebido a designação de estrela variável GW Vir em 1985.[9] Essas estrelas são denominadas estrelas GW Vir, em referência a seu protótipo, ou esta classe pode ser dividida entre estrelas DOV e PNNV.[7], § 1.1;[10]
- ↑ Jaschek & Jaschek: CARBON C
- ↑ 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, e S. J. Kleinman. arXiv:astro-ph/0610746.
- ↑ a b The Elemental Abundances in Bare Planetary Nebula Central Stars and the Shell Burning in AGB Stars, Klaus Werner e Falk Herwig, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 118, #840 (fevereiro de 2006), pp. 183–204
- ↑ The Palomar-Green catalog of ultraviolet-excess stellar objects, R. F. Green, M. Schmidt, e J. Liebert, Astrophysical Journal Supplement 61 (junho de 1986), pp. 305–352. CDS ID II/207.
- ↑ Determination of Mass-Loss Rates of PG 1159 Stars from Far-Ultraviolet Spectroscopy, Lars Koesterke e Klaus Werner, Astrophysical Journal 500 (junho de 1998), pp. L55–L59.
- ↑ Asteroseismology of white dwarf stars, D. E. Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10, #49 (14 de dezembro de 1998), pp. 11247–11261. DOI 10.1088/0953-8984/10/49/014.
- ↑ 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.
- ↑ PG1159-035: A new, hot, non-DA pulsating degenerate, J. T. McGraw, S. G. Starrfield, J. Liebert, e R. F. Green, pp. 377–381 em White Dwarfs and Variable Degenerate Stars, IAU Colloquium #53, ed. H. M. van Horn e V. Weidemann, Rochester: University of Rochester Press, 1979.
- ↑ The 67th Name-List of Variable Stars, P. N. Kholopov, N. N. Samus, E. V. Kazarovets, e N. B. Perova, Information Bulletin on Variable Stars, #2681, 8 de março de 1985.
- ↑ §1, Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209, T. Nagel e K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. L45–L48.