Fu t m k marar b n ashoka edmund mei stas a v

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Fu, T. M. K. Marar, B. N. Ashoka, Edmund Mei˘ s tas, A. V. Chernyshev, Tsevi Mazeh, Elia Leibowitz, Jerzy Krzesi´nski, Gabriel Pajdosz, Stachek Zola & Jos´ e Eduardo da Silveira Costa. 2004, “Observations of the Pulsa- ting White Dwarf G 185-32”, Astronomy & Astrophysics, 413, 623). Entre- tanto J¨org Ising e Detlev Koester (2001, Astronomy & Astrophysics, 374, 116) sugerem que efeitos n˜ao lineares na atmosfera transformam os modos normais descritos por harmˆonicos esf´ ericos na base da zona de ioniza¸c˜ ao parcial em modula¸c˜ oes complexas, n˜ao descritas por harmˆonicos esf´ ericos, na superf´ ıcie, mas somente para amplitudes maiores que 5%, o que n˜ao ´ e o caso. Yanqin Wu e Peter Goldreich (1999, Astrophysical Journal, 519, 783) e Yanqin Wu (2001, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 323, 248) levam em conta a intera¸ ao entre a pulsa¸c˜ ao e a convec¸ ao e prop˜oem que as n˜ao linearidades causam a presen¸ca de harmˆonicos e combina¸ oes lineares na transformada de Fourier, mas que as amplitudes dos harmˆonicos s˜ao menores do que as amplitudes dos picos combina¸c˜ oes lineares, se as componentes tˆ em a mesma amplitude. a i = A i p 1 + ( ω i τ co ) 2 a 2 i = a 2 i 4 | 2 β + γ | (2 ω i τ co ) p 1 + (2 ω i τ co ) 2 a i + j = n ij 2 a i a j 2 | 2 β + γ | ( ω i ± ω j ) τ co p 1 + [( ω i ± ω j ) τ co ] 2 φ i = Ψ i - arctan( ω i τ co ) φ 2 i = 2Ψ i + arctan 1 2 ω i τ co φ i + j = (Ψ i ± Ψ j ) + arctan 1 ( ω i ± ω j ) τ co com A i – amplitude de uma sinusoidal, τ co – constante t´ ermica da zona convectiva e | 2 β + γ | – taxa de aprofundamento da zona convectiva com o esfriamento da estrela. Antony J. Brickhill (1992, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 259, 529) prop˜oe uma forma de intera¸c˜ ao entre as pulsa¸c˜ oes e a con- vec¸c˜ ao, tamb´ em levando em conta que a escala de tempo de convec¸ ao ´ e da 553
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ordem de 1 s e, portanto, a convec¸c˜ ao se ajusta instantaneamente `a pulsa¸c˜ ao. Ele calcula que a varia¸c˜ ao de temperatura na superf´ ıcie ´ e n˜ao sinusoidal e, portanto, a varia¸c˜ ao de luminosidade tamb´ em n˜ao ´ e. Ele tamb´ em deduz que a viscosidade turbulenta reduz a pulsa¸c˜ ao porque n˜ao permite grandes movimentos horizontais. Pierre Brassard, Gilles Fontaine e Fran¸ cois Wesemael (1995, Astrophysi- cal Journal Supplement Series, 96, 545) calculam o fluxo emergente a partir de uma varia¸c˜ ao de temperaturas sinusoidal na base da zona de ioniza¸c˜ ao parcial. Os efeitos n˜ao lineares aparecem somente devido ao transporte ra- diativo de energia. Eles calculam que o efeito de cancelamento geom´ etrico (soma de zonas quentes e zonas frias sobre o disco vis´ ıvel) ´ e de 0,43 para = 2, 0,0639 para = 3 e 0,0395 para = 4 em luz branca. A concentra¸ ao de estrelas no primeiro bloco de per´ ıodos tamb´ em indica que elas devem ter a mesma massa, ou os per´ ıodos teriam que ser diferentes. A massa da camada de hidrogˆ enio tamb´ em deve ser similar, mas os per´ ıodos ao s˜ao muito dependentes desta massa. Todos os modos neste bloco de 220 s deveriam ser modos com k = 1 , = 1. Um projeto que precisa ser executado ´ e procurar por modos com = 3 e, portanto, de baixa amplitude, na borda azul da faixa de instabilidade. Antonio Kanaan, na sua tese de doutorado em
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