Das observa c oes vemos que para as pr e anas brancas

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Das observa¸ oes, vemos que para as pr´ e-an˜ as brancas DOVs, com T eff 170 000 K a 75 000K e log g = 5 , 7 a 7,5, tˆ em centenas de modos excitados, as an˜as brancas DBVs, com T eff 22 000K a 29 000K tˆ em dezenas de modos excitados, e as DAVs, com T eff 10 850K a 12 270K tˆ em poucos modos excitados. Nas pr´ e-an˜ as brancas, as camadas superiores ainda s˜ao de composi¸c˜ ao qu´ ımica homogˆ enea, pois estas estrelas rec´ em sa´ ıram do Ramo Assint´ otico das Supergigantes, com extensas camadas de convec¸ ao. As zonas de transi¸c˜ ao de composi¸c˜ ao qu´ ımica ocorrem principalmente entre o n´ucleo de C/O e as camadas mais externas. ´ E interessante notar que mesmo a estrela quente PG 1159-035, entretanto, j´a apresenta mode trapping , como detectado por Jos´ e Eduardo da Silveira Costa em sua tese de doutorado (Costa et al. 2006). Como a estrela ´ e bem quente, a energia dispon´ ıvel para pulsa¸c˜ ao ´ e alta, e os modos de pulsa¸c˜ ao detectados tˆ em k 30–50. Como as zonas de transi¸c˜ ao s˜ao ainda bastante inclinadas, j´a que a difus˜ao gravitacional ainda est´a no in´ ıcio ( τ dif 10 6 - 10 8 anos), centenas de modos de pulsa¸c˜ ao tˆ em comprimentos de onda efetivos similares `as cavidades equivalentes descritas pelas zonas de transi¸c˜ ao. Por isto muitos modos s˜ao observados. Para as DBVs, as camadas de transi¸c˜ ao j´a tˆ em gradientes mais fortes, pois a difus˜ao ainda est´a em curso mas j´a passou por v´arias escalas de tempo de difus˜ao, e j´a separaram as camadas de He razoavelmente, levando os elementos mais pesados para o interior. Como as pulsa¸c˜ oes tˆ em k 10–20 face `a temperatura mais baixa, somente dezenas de modos de pulsa¸c˜ ao tˆ em comprimentos de onda efetivos similares `as cavidades equivalentes descritas pelas zonas de transi¸c˜ ao. a para as DAVs, a energia dispon´ ıvel para pulsa¸c˜ ao ´ e baixa face `a reduzida energia t´ ermica dispon´ ıvel nas camadas externas, e somente os modos com k 6 s˜ao excitados e, portanto, os comprimentos de onda efetivos s˜ao longos. Como a difus˜ao j´a separou completamente as camadas de composi¸c˜ ao qu´ ımica diferentes, existem pelo menos trˆ es zonas de transi¸c˜ ao: C/O, He e H, que amarram os modos de pulsa¸c˜ ao. Estas transi¸c˜ oes abruptas tamb´ em explicam o fenˆomeno de cruzamentos proibidos ( avoided crossings ), 557
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pois os modos n˜ao conseguem ultrapassar as barreiras das transi¸c˜ oes at´ e que suas energias sejam altas o suficientes, e a´ ı j´a tˆ em energia suficiente para chegar at´ e a outra barreira, com per´ ıodos similares aos daquele que correspondem a esta outra cavidade. 23.36 Bibliografia Structure and Evolution of the Stars , Martin Schwarzschild (1912-1997), 1958, Dover Publications. Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution , Carl John Hansen (1933-) e Steven Daniel Kawaler (1958-), 1994, Springer-Verlag Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis , Donald D. Clayton, 1968, McGraw-Hill.
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