Descoberta e pertence a classe das dav ou zz cetis

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descoberta, e pertence a classe das DAV ou ZZ Cetis, com mais de 130 vari´ aveis conhecidas em 2006. Os per´ ıodos dos modos gravitacionais dependem da varia¸ ao dentro da estrela da freq¨uˆ encia de Brunt-V¨ ais¨ al¨ a, N 2 . N˜ao ´ e poss´ ıvel estimar seu valor facilmente, mas existem caracter´ ısticas espec´ ıficas nas estrelas an˜as brancas. Por examplo, essa freq¨uˆ encia ´ e muito pequena no interior onde os el´ etrons est˜ ao degenerados, e N ´ e nula para um g´as completamente degenerado. Esse ao ´ e normalmente o caso no envelope e as freq¨uˆ encias t´ ıpicas no envelope 546
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s˜ao de v´arias dezenas de s - 1 . Ao contr´ ario, o valor da freq¨uˆ encia de Lamb S ´ e grande no interior mas torna-se muito pequeno no envelope. Das condi¸c˜ oes de propaga¸c˜ ao de onda, os modos-g se propagam no en- velope das an˜as brancas, enquanto que os modos-p, com per´ ıodos de poucos segundos e ainda n˜ao observados em an˜as brancas, se propagam no interior. Este comportamento ´ e oposto daquele para o Sol. Desta maneira, nas an˜as brancas, os modos-g oscilam na superf´ ıcie mas s˜ao exclu´ ıdos do n´ucleo face ao baixo valor de N 2 no interior. Os c´alculos detalhados produzem valores de per´ ıodos de cerca de 100 s a 1000 s, consistentes com os valores obser- vados para as an˜as brancas pulsantes, que tˆ em per´ ıodos entre 100 e 1500 s. Os modos de pulsa¸c˜ ao com ordens radiais baixas tˆ em amplitude significativa em todo o interior da estrela, enquanto modos com ordens radiais altas s˜ao formados mais para fora da estrela. A causa da instabilidade foi determinada como a mesma que excita as vari´ aveis cl´assicas: est´a associada com as zonas de ioniza¸c˜ ao parcial do hi- drogˆ enio e do h´ elio e, possivelmente, de carbono e oxigˆ enio para os objetos mais quentes [Wojciech Dziembowski & Detlev Koester (1981, Astronomy & Astrophysics, 97, 16), Noel Dolez & Gerard Vauclair (1981, Astronomy & Astrophysics, 102, 375), Sumner Starfield, Arthur N. Cox, S. Hodson, & Wil- lian D. Pesnell (1982, Conference on Pulsations in Classical and Cataclysmic Variable Stars, Boulder CO, p. 78) e Donald Earl Winget, Hugh van Horn, Monique Tassoul, Gilles Fontaine, Carl John Hansen & Bradley W. Carroll (1982, Astrophysical Journal, 252, L65)] O maior sucesso desta an´alise de excita¸c˜ aos dos modos gravitacionais em an˜as brancas foi a predi¸c˜ ao seguida da descoberta das vari´ aveis DBs por Donald Earl Winget, Edward L. Ro- binson, R. Edward Nather & Gilles Fontaine (1982, Astrophysical Journal, 262, L11). Este foi o primeiro caso da existˆ encia de uma classe de vari´ aveis que foi predita antes de sua descoberta. Os c´alculos n˜ao adiab´aticos que testam a estabilidade dos modos-g s˜ao muito exitosos para as estrelas DAV e DBV, j´a que os c´alculos ajustam razo- avelmente bem com as posi¸c˜ oes observacionais da faixa de instabilidade, com uma escolha apropriada da eficiˆ encia convectiva [Paul A. Bradley (1962-) & Donald Earl Winget 1994b; Gilles Fontaine et al. 1994]. Embora entenda- mos a causa b´asica da instabilidade pulsacional como resultado da zona de ioniza¸c˜ ao parcial modulando o tamanho da zona de convec¸
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