Sur la base de la photométrie des séries chronologiques à partir de trois télescopes différents, une équipe internationale d'astronomes a effectué une étude détaillée de l'astéroseismologie de WD J0049−2525 – la naine blanche pulsante la plus massive. L'étude, publiée le 22 mai sur le arxiv Le serveur pré-imprimé a entraîné la détection de nouveaux modes de pulsation de ce nain blanc.
Les nains blancs (WDS) sont des noyaux stellaires laissés pour compte après qu'une étoile a épuisé son combustible nucléaire et représente le stade évolutif final pour la grande majorité des étoiles. Les observations montrent que la plupart des SWD ont une classification spectrale primaire DA car ils présentent des atmosphères dominées par l'hydrogène. Cependant, une petite fraction de WDS présente des traces d'éléments plus lourds.
Dans les WDS pulsants, la luminosité varie en raison des pulsations d'ondes de gravité non radiales au sein de ces objets. Un sous-type de WDS pulsant est connu sous le nom d'étoiles DAVS ou ZZ Ceti, qui n'ont que des lignes d'absorption d'hydrogène dans leurs spectres.
Avec une masse d'environ 1,3 masses solaires, WD J004917.14–252556.81, ou WD J0049−2525 pour faire court, est une étoile ZZ CETI ultra-massive – la WD pulsante la plus massive à ce jour. Le nain blanc est situé à une distance d'environ 326 années-lumière et sa température efficace est estimée à environ 13 000 K. Les observations antérieures ont détecté deux modes de pulsation significatifs de cet objet.
Un groupe d'astronomes dirigé par Ozcan Caliskan de l'Université d'Istanbul en Turquie a utilisé le nouveau télescope technologique (NTT), l'Observatoire d'Apache Point (APO) et le télescope Gémini South pour mener une étude d'astérosismologie de WD J0049-2525. L'objectif principal de cette étude était de sonder l'intérieur de ce WD.
« Nous présentons une analyse observationnelle et astéroseismique détaillée de la WD pulsante la plus massive actuellement connue, WD J0049−2525, en fonction de la photométrie des séries chronologiques à partir de trois télescopes différents », ont écrit les chercheurs dans l'article.
Les observations ont permis à l'équipe de Caliskan d'identifier 13 nouvelles fréquences de pulsation significatives de WD J0049−2525, dont beaucoup ont des rapports signal / bruit élevés. Les différentes fréquences importantes sont concentrées dans la plage entre 3 868 µHz (258 secondes) et 5 861 (170 secondes) µHz.
De plus, l'étude a détecté deux divisions de fréquence potentielles, indiquant une période de rotation de 0,3 ou 0,67 jours pour WD J0049−2525. Les astronomes notent que les deux périodes orbitales suggérées sont en accord avec les attentes d'un WD aussi massif.
Sur la base des données collectées, il a été constaté que WD J0049−2525 a une masse d'environ 1,29 masses solaires et sa distance astéroseismique se situe entre 304 et 320 années-lumière, ce qui est cohérent avec les estimations précédentes. La fraction de masse centrale cristallisée pour ce WD a été calculée pour être supérieure à 99%.
Résumant les résultats, les auteurs de l'article soulignent que d'autres observations de haute précision sont nécessaires pour bien comprendre la structure détaillée de WD J0049−2525, en particulier pour limiter sa période de rotation et pour vérifier la présence de modes de pulsation subtils supplémentaires.
