¶ ZZ Ceti
作者：洪语良 韩亚楠
主分类：pulsation
¶ 历史背景
ZZ Ceti，又称DAV，是具有富氢大气的脉动DA型白矮星[1]。理论上恒星径向脉动的分析相对是较简单的，故二十世纪八十年代前的几十年，人们致力于捕捉白矮星的周期为十秒量级的径向脉动，虽最后以失败告终，但意外收获是观测到了白矮星一些更长周期的光变特征，预示了白矮星内部具有更为复杂的非径向震动模式。二十世纪六十年代发现了第一颗光变周期为750s的DAV——HL Tau 76[2]，1970年发现的另一颗白矮星Ross 548表现出与HL Tau 76相同的光变模式[3]，并在1972年被命名为ZZ Ceti变星。截至2019年，已证认的ZZ Ceti的数量达到250颗[4]。
ZZ Ceti光谱显示出基本纯氢的大气特征，具体而言是氢元素丰度是其他元素丰度总和1000倍以上[1:1]，其位于一段狭窄的脉动不稳定带当中，有效温度为11400±1000K，log g为8.3±0.8，在典型的光学波段光变曲线中振幅为0.01mag~0.3mag[4:1]，Koester等人[1:2]总结了1990年前的关于脉动频率分析相关工作，提出白矮星复杂的震动频率大致由三种震动模式构成，分别为g模震动、p模震动和f模震动，p模震动本质上是压力波，其特征周期小于等于，即小于10s量级，而f模震动对应于l>1的球谐度，也具有较高的频率（较短的周期），故观测到DAV的100s-1400s的周期只能由非径向的g模震动产生。同时，白矮星自转可能会造成震动频率的分裂，导致观测到成对出现的周期（in pairs）。
Kurtz等人在2008年观测到在DB Gap中存在一类可能的新的变星——Hot DAV[5]，有效温度约为30000K，log g约为7.5±0.3，尽管其存在早在2005年即被Shibahashi理论预言[6]，确切的脉动机制仍需要更多观测数据支撑。
¶ 物理图像
¶ 演化阶段
ZZ Ceti在赫罗图的位置如图1所示。
图1.脉动白矮星在赫罗图上的区域分布图。图片来源：Córsico. 2019[4:2]
¶ 脉动机制
除了研究脉动本身，脉动的激发机制也是我们关注的，在ZZ Ceti脉动不稳定带的蓝端，早期的非绝热脉动条件下的理论研究认为g模震荡时标远小于对流时标，此时可以把对流看作是静止的，即“frozen-convection”状态，在此假设下，蓝端的脉动触发机制被认为是κ-λ机制，由恒星表面氢部分电离引起不透明度增加而触发。而红端则被认为有较大的对流区，其脉动由对流阻塞机制（convection blocking）机制触发。
¶ 其它物理图像
图2. ZZ Ceti星在平面上的分布，彩色符号对应于已知的ZZ Ceti星，虚线是不同质量恒星的演化轨迹。
¶ 典型天体
¶ 天体基本信息
- G 29-38（TIC 422526868）是最亮的（V=13.1）和最接近太阳系（d=17.51pc）的脉动白矮星，具有富氢大气层（DAV/ZZ 鲸鱼座级）。TESS航天器在42和56区观察到了它，震动频率与g模震动有关，周期从260s到1400s[7]。（https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2023MNRAS.526.2846U/abstract）
- HL Tau 76是第一颗被发现的ZZ Ceti星，甚至是第一颗被发现的白矮星变星。六十年代的最初观测发现它的光变周期大约749.5秒，随后的观测和分析发现HL Tau 76有40多个独立震动模式，周期在380秒到1390秒之间。
¶ 光变曲线
图3. HL Tau 76的光变曲线。
¶ 重要文献
1.综述: “Pulsating white dwarfs: new insights”, Córsico, A. H., Althaus, L. G., Miller Bertolami, M. M., & Kepler, S. O. 2019, arXiv e-prints, arXiv:1907.00115
2.综述: "The Pulsating White Dwarf Stars", Fontaine, G. & Brassard, P. 2008, PASP, 120, 1043
¶ 参考文献
Detlev Koester & Ganesar ChanmugamRep, 1990, Prog. Phys. 53: 837-915. ↩︎ ↩︎ ↩︎
Landolt, Arlo U., 1968, The Astrophysical Journal. 153: 151–164. ↩︎
Lasker, Barry M.; Hesser, James E., 1971, The Astrophysical Journal Letters. 163: L89–L93. ↩︎
Córsico, A. H., Althaus, L. G., Miller Bertolami, M. M., & Kepler, S. O. 2019, arXiv e-prints, arXiv:1907.00115. ↩︎ ↩︎ ↩︎
Kurtz DW, Shibahashi H, Dhillon VS, 2013, Mon. Not. R. Astron. Soc.432:1632–1639. ↩︎
Shibahashi H (2005) The DB gap and pulsations of white dwarfs. In: Alecian G, Richard O, Vauclair S (eds) EAS Publications Series, EAS Publications Series, vol 17, pp 143–148. ↩︎
Merz G, Liu Y, Burke C J, et al. Correction to: Asteroseismological analysis of the polluted ZZ Ceti star G 29-38 with TESS[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2024, 527(2): 2093-2093. ↩︎