Phase-resolved far-ultraviolet HST spectroscopy of the peculiar magnetic white dwarf RE J0317-853
本文给出了快速旋转的高磁白矮星RE J 0317 -853的相位分辨FUV HST FOS谱。利用这些数据，我们构建了一个新的模型，整个恒星表面的磁场形态。由球谐函数展开，我们发现存在的磁场强度范围为180- 800 MG。由于电场和磁场的共同存在，我们第一次可以将1160 A处某些相位的吸收特征识别为“禁止”的1s_0 -> 2s_0分量。
1998-10-07 astro-ph
HST and Optical Observations of Three Pulsating Accreting White Dwarfs in Cataclysmic Variables
利用哈勃太空望远镜上的日盲通道进行的紫外线观测提供了激变变星SDSS 013132.39 -090122.3、SDSSJ 161033.64 -010223.3和SDSSJ 220553.98 +115553.7中三颗脉动白矮星的光变曲线和低分辨率光谱。紫外光变曲线的脉动幅度比同步和以前的光学光度测量结果有所增强，而紫外光谱与白矮星温度在15,000 K附近相吻合。这些温度将吸积的白矮星置于非相互作用的DAV白矮星的不稳定带之外，并表明吸积的白矮星的不稳定带是复杂的。
2006-12-19 astro-ph
HST and FUSE Spectroscopy of Hot Hydrogen-Rich Central Stars of Planetary Nebulae
HST和FUSE获得的高分辨率紫外光谱使我们能够详细分析热的富氢中心恒星。到目前为止，光学氢和氦线已被用来推导温度和表面重力。然而，这些线相当不敏感;特别是，中性氦线在最热的中心恒星中完全消失。因此，我们专注于金属的电离平衡，在紫外线下有丰富的线光谱，为我们的样品建立一个新的温标。此外，我们已经确定了轻金属的丰度，这是以前知之甚少。它们在不同的恒星之间表现出相当大的差异。我们目前的定量光谱分析与非LTE模型大气进行的结果。
2004-11-15 astro-ph
An Independent Calibration of Stellar Ages: HST Observations of White Dwarfs at V=25
一个星团的白矮星光度函数在由该星团中第一颗白矮星形成的时间决定的光度处会有一个急剧的截断。计算这种极限光度对年龄的依赖性需要相对较好理解的物理学，并且独立于恒星演化模型。因此，测量白矮星光度函数的终止提供了一种独立的方法来确定星团的年龄，从而校准恒星的演化年龄。我们获得了两个疏散星团的HST WFPC 2数据，识别了白矮星序列，并通过检测V=25的白矮星证明了这种方法的可行性。更深入的数据是可行的。从我们目前有限的数据，我们表明，简并冷却年龄是不一致的一些公布的等时线年龄为1Gyr级的集群。
1995-01-18 astro-ph
Iron abundance in hot hydrogen-deficient central stars and white dwarfs from FUSE, HST, and IUE spectroscopy
我们首次系统地研究了极热（Teff>50，000 K）缺氢后AGB星的铁丰度。我们的样本包括16颗PG 1159恒星和4颗DO白矮星。我们使用最近的FUSE观测以及HST和IUE档案数据进行光谱分析与线覆盖的NLTE模式大气。铁元素在PG 1159恒星中没有发现。在大多数情况下，由于HST和IUE数据的质量有限，这与太阳铁丰度是一致的，尽管铁丰度不足的趋势可能会被认识到。然而，在优秀的FUSE光谱中没有铁谱线表明在两个物体中（K1-16 NGC 7094）至少有1 dex的丰度不足。最近在[WC]-PG 1159跃迁天体Abell 78中也报道了类似的结果（Werner et al. 2002）。我们讨论尘埃分馏和s过程中子捕获可能的起源。我们还宣布在PG 1159恒星中首次发现硫。
2002-05-04 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of the Intermediate Polar EX Hydrae
我们提出了我们的分析结果的六个轨道的HST/STIS时间标记光谱的中间极性，前长蛇座。HST/STIS光谱的高时间和波长分辨率为研究EX Hya的紫外特性提供了极好的机会。连续谱和发射线通量的测量证实了早期的研究表明，发射线通量调制更强烈的连续谱通量，并起源于吸积幕，而连续谱通量起源于白矮星光球。利用测量的窄发射线径向速度曲线的K振幅计算了一个质量为0.91+/-0.05 M_sun的白矮星。合成白矮星光球和吸积盘光谱模型被用来进一步精化白矮星和吸积盘的性质。利用光谱模型，确定EX Hya有一颗质量为0.9 M_sun的白矮星，T=23000 K，一个截断在2.5 R_WD的吸积盘，距离60 pc。
2003-01-29 astro-ph
HST Spectra of GW Librae: A Hot Pulsating White Dwarf in a Cataclysmic Variable
我们已经获得了哈勃空间望远镜的紫外光谱的白矮星在GW自由，唯一已知的非径向脉动的白矮星在激变变量，第一个已知的DAZQ变量。紫外光变曲线显示了大幅度（10%）的紫外脉动，其周期与可见光波长的脉动相同（646、376和237 s），但平均光谱符合白矮星的平均温度（0.6 M_{odot}白矮星为14,700 K），这对于鲸鱼座ZZ星来说太热而不属于正常的不稳定带。一个更好的拟合与双温度模型（63%的白矮星表面的温度为13300 K和37%在17100 K），和一个更高的质量（0.8 M_{odot}）白矮星与0.1太阳金属丰度。由于不稳定带的蓝边随着质量的增加而向更高的温度移动，因此该模型的较低温度在不稳定带内。然而，与所有已知的单颗白矮星相比，GW Lib的吸积可能会导致丰度和大气温度的差异，目前能够解释鲸鱼座ZZ恒星的模型可能不适用。
2002-07-25 astro-ph
Concerning the White Dwarf Cooling Age of M4: A Response to the Paper by De Marchi et al. on "A Different Interpretation of Recent HST Observations"
我们对De Marchi、Paresce、Straniero和Moroni（2003）关于M4的白矮星冷却年龄的论文做出了回应。作者质疑Hansen等人（2002）得出结论的数据分析和解释。在他们的论文中，De Marchi等人无法从相同的数据集获得与我们一样深的测光，因此断言只能获得这个大约9 Gyr的星团的白矮星冷却年龄的下限。在这篇简短的文章中，我们指出De Marchi等人的数据分析和还原技术的缺陷是导致他们无法达到我们研究报告的光度限制的原因。在即将发表的一篇论文中，我们展示了用白矮星测定年龄的完整技术，我们证明了他们拟合光度函数的方法给出了一个虚假的低白矮星冷却年龄。
2004-01-22 astro-ph
Near-infrared spectroscopy of the very low mass companion to the hot DA white dwarf PG1234+482
我们提供了一个近红外光谱的热（$T_{\rm eff}$ $\approx$ 55，000 K）DA白矮星PG 1234+482。我们确认，一个非常低的质量的同伴是负责以前公认的红外光度过剩。我们比较了M型和L型矮星的光谱，并结合适当的白矮星模型，来约束次级的光谱类型。我们发现白矮星的2质量$HK$测光的不确定性使我们无法区分它的次级是恒星还是亚恒星，并将它的光谱类型定为L0 $\pm$ 1（M9-L1），因此，这是最热最年轻的（$\approx 10^6$ yr）DA白矮星，它可能有一颗褐矮星伴星.
2007-09-17 astro-ph
An HST STIS Observation of VW Hydri at the Exact FUV Onset of an Outburst
我们提出了一个分析的HST STIS数据的大众Hyi收购超爆发后14天。在观测时，系统似乎进入爆发，最长波长的通量增加了5倍，而最短波长的通量仅增加了2倍。在距离为65秒差距、系统倾角为60度、白矮星质量为0.86太阳质量的条件下，我们进行了白矮星自身、光学厚的吸积盘自身、光学厚的吸积盘和白矮星的复合模型、温度较低的光球层和温度较高的光球层的双温白矮星模型的模型拟合快速旋转的吸积带和一个由一颗白矮星和一个快速旋转的较冷的盘环组成的复合模型。这部分温度在整个HST观测中保持相当恒定，而盘环的面积增加了12倍。我们看到的证据表明，在紫外线辐射的延迟与爆发开始以外的磁盘截断半径。
2004-09-03 astro-ph
A Far Ultraviolet Archival Study of Cataclysmic Variables: I. FUSE and HST/STIS Spectra of the Exposed White Dwarf in Dwarf Nova Systems
本文综合分析了静止期期间5颗矮新星的远紫外光谱探测器（FUSE）和哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）光谱。我们使用我们的合成光谱代码，包括选项的氢准分子卫星线（低温恒星大气），NLTE近似（高温恒星大气）的治疗，并为一个系统（RU Peg），我们模型的星际介质（ISM）的分子和原子氢线。在这里介绍的所有系统中，FUV通量连续体是由于WD。这些光谱还表现出一些宽的发射线。在这项工作中，我们确认了一些以前的FUV分析结果，但我们也提出了新的结果。对于4个系统，我们结合了FUSE和STIS光谱，以覆盖更大的波长范围并改善光谱拟合。这项工作是我们更广泛的HST档案研究计划的一部分，在该计划中，我们的目标是通过结合FUSE和HST FUV光谱，为周期间隙以上和以下的灾难变量提供准确的系统参数。
2008-02-14 astro-ph
HST/STIS spectroscopy of the exposed white dwarf in the short-period dwarf nova EK TrA
我们提出了高分辨率的哈勃空间望远镜紫外光谱的矮新星EK TrA深静止。太空望远镜成像摄谱仪的数据显示了宽的Ly-alpha吸收轮廓，这是一个中等冷的白矮星的典型特征，被许多He，C，N和Si的宽发射线和一些窄吸收线覆盖，主要是CI和Si II。假设一颗白矮星的质量在0.3-1.4Msun范围内，我们得出EK-TrA中的主星Teff=17500- 23400 K;当正则质量为0.6Msun时，Teff= 18800 K。从窄的光球吸收谱线，我们测量了白矮星的自转速度，v*sin i=200 ± 100 km。尽管光球层白矮星的吸收光谱被发射线严重污染，无法对大气层的化学丰度进行详细的定量分析，但现有数据表明，丰度略低于太阳。STIS数据的高时间分辨率使我们能够将观测到的紫外线闪烁与发射线联系起来，这可能源于冷吸积盘上方的热光学薄日冕。
2001-06-01 astro-ph
HST Observations of the White Dwarf Cooling Sequence of M4
我们详细研究了球状星团Messier 4的白矮星冷却序列。特别是，我们研究的各种系统的不确定性，观测和理论，从白矮星冷却序列的集群年龄的测定的影响。其中包括星系团距离的不确定性和视线上的灭绝，以及白矮星的质量、外壳和核心成分以及白矮星-主序星质量关系。我们发现，拟合完整的二维色星等图提供了一个更强大的方法来确定年龄比传统的方法拟合的一维白矮星光度函数。在考虑了各种不确定性之后，我们发现最佳拟合年龄为12.1 Gyr，95%下限为10.3 Gyr。我们还执行适合使用其他两套冷却模型从文献中。Chabrier等人（2000年）的模型产生了非常相似的结果，尽管Salaris等人（2000年）的模型没有提供同样好的拟合。我们的研究结果支持我们以前的决定之间的延迟形成的星系晕和恒星形成的银河系盘的发病。
2004-01-21 astro-ph
A New 17F(p,gamma)18Ne Reaction Rate and Its Implications for Nova Nucleosynthesis
17 F俘获质子在新星爆炸中的核合成中起着重要作用。一个修订后的速率为这个反应，基于测量的1H（17 F，p）17 F激发功能使用放射性17 F束在ORNL的Holifield放射性离子束设施，被用来计算在新星爆发的表面上的1.25和1.35太阳质量ONeMg白矮星和1.00太阳质量CO白矮星的核合成。我们发现新的17 F（p，gamma）18 Ne反应速率改变了一些核素的丰度（例如，17 O）在1.35太阳质量的白矮星爆炸的最热区域合成，与使用以前对该反应速率的估计进行的计算相比，增加了10，000倍以上，并且当考虑整个爆炸包络时，增加了3倍以上。在1.25太阳质量的白矮星新星爆炸中，这个新的速率使在最热区域合成的某些核素的丰度改变了600倍以上，如果考虑整个爆炸包络，则改变了2倍以上。对1.00太阳质量的白矮星新星的计算表明，这个新的速率使18 Ne的丰度改变了21%，但对所有其他核素的影响可以忽略不计。模型预测与观测的比较也进行了讨论。
2003-08-12 astro-ph
On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries
我们讨论了通过Ne过丰度的证据来探测O/Ne白矮星的可能性。已知最热的WD，H1504+65，可能是唯一一个我们可以直接证明其O/Ne性质的WD。除此之外，强Ne丰度仅在双星系统中被发现或怀疑，即来自少数新星和少数LMXB。通过对这些系统中吸积盘的丰度分析，我们试图验证后者可能是强烧蚀O/Ne WD施主的假设。在任何情况下，仅通过强Ne过丰度来推断O/Ne WD是有问题的，因为Ne富集也通过这种物质沉降到C/O WD的核心中而发生。
2004-10-28 astro-ph
WZ Sge: HST Spectroscopy of the Cooling of the White Dwarf after the 2001 Outburst
在2001年7月爆发后，WZ Sge的紫外线通量缓慢下降到爆发前的水平。在这里，我们描述了新的1150-1710埃的HST/STIS光谱的WZ Sge获得2002年4月和2003年3月之间的下降。对这些数据和2001年秋季获得的光谱进行综合分析表明，如果log g=8.5，那么白矮星的温度从2001年10月的23，400 K下降到17个月后的15，900 K。2003年3月的紫外线通量仍然比爆发前测量的高2.4倍，因此系统仍在从爆发中恢复。在此期间，光谱的形状和来自系统的通量与log g=8.5，0.9太阳质量的白矮星在天体测量确定的距离WZ Sge一致。虽然2001年9月的光谱类似于温度为28，200 K的白矮星，但隐含的半径小于其余观测结果。如果整个白矮星在2001年9月都是可见的，那么要么是第二个组成部分，如盘发射，扭曲了光谱，或者更有可能的是，当时白矮星光球上的温度并不均匀。WZ Sge光谱中的金属线随时间的推移而减弱。模型拟合允许物质沿着视线到达白矮星光球层，这比假设所有的视线都来自光球层的模型有了实质性的改进。这就避免了解释光球层中非常不寻常的丰度比的需要，并使白矮星旋转速率的测定复杂化。
2003-10-30 astro-ph
Composite Accretion Disk and White Dwarf Photosphere Analyses of the FUSE and HST Observations of EY Cygni
利用\emph{combined}高重力光球和吸积盘模型以及模型吸积带，探讨了矮新星EY Cyg静止期FUSE和HST STIS远紫外光谱的起源。最适合天鹅座EY的FUSE加HST STIS光谱的单温白矮星模型具有T $_{eff} = 24,000$ K，log $g = 9.0$，Si丰度为0.1 x太阳，C丰度为0.2 x太阳，但距离只有301 pc。最佳拟合的复合模型包括白矮星与T $_{eff} = 22,000$ K，日志$g = 9$，加上一个吸积带与T $_{belt} = 36,000$ K覆盖27%的白矮星表面与V $_{belt} sin i = 2000$ km/s。吸积带贡献了63%的FUV光，较冷的白矮星纬度贡献了37%。该拟合产生351 pc的距离，其在我们采用的450 pc的距离的100 pc内。天鹅座EY有非常弱的C {PDMATHAMT iv}发射和非常强的N {PDMATHAMT v}发射，这是大多数静止矮新星的典型特征。我们还进行了EY天鹅座的周围环境的形态学研究，使用直接成像在狭窄的星云过滤器从地面望远镜。我们报告可能探测到与天鹅座EY有关的星云物质^M。显然是大的N {\scv}/C {\sc IV}发射比的可能起源进行了讨论的背景下，新星爆炸，污染的第二颗星和吸积的新星丰度丰富的物质通过吸积盘回到白矮星或作为一个后代的前体二进制幸存下来…
2004-07-26 astro-ph
Mode identification of Pulsating White Dwarfs using the HST
我们利用哈勃空间望远镜暗天体摄谱仪获得了脉动DAV星G226-29和G185-32以及脉动DBV星PG 1351 +489的时间分辨紫外光谱，比较了紫外和光学脉动幅度，确定了脉动指数。我们发现，基本上所有观察到的脉动模式，振幅上升到紫外线的理论模型预测为l=1非径向g-模式。我们没有发现任何只在紫外线中可见的脉动模式，也没有发现任何相位翻转180度的模式;在紫外线中，如果高l脉动被激发，就会出现这种情况。我们发现G185-32的光变曲线在141 s处有一个周期性，这与g模脉动振幅随波长变化的理论模型不符。
2000-03-31 astro-ph
HST/GHRS observations of AM Herculis
我们目前的HST/GHRS获得的AM武仙座的相位分辨光谱时，系统处于高状态。紫外光变曲线显示出准正弦调制，这可以用旋转的白矮星上的热点来解释。对于中等温度的白矮星，光球层辐射所预期的宽的L α吸收很大程度上被辐射所填充。高态AM Her的UV/FUV光谱可以用未加热的白矮星和类黑体辐射热点组成的双组分模型定量地理解。利用多普勒层析技术对强紫外辐射线进行了运动学研究。低电离物质线和SiIV双峰的特性可以在经典的图片内解释，作为广泛的发射从吸积流和窄发射从加热半球的二次。然而，我们发现NV二重态的窄发射来自L_1和质心之间的低速色散物质。高信噪比的光谱包含大量的星际吸收线，但没有来自白矮星光球的金属吸收线。
1998-08-06 astro-ph
The White Dwarf Distance to the Globular Cluster NGC 6752 (and its Age) with the Hubble Space Telescope (Based on observations made with the NASA/ESA Hubble Space Telescope (HST))
利用哈勃深空望远镜（HST）对邻近的球状星团NGC 6752的WFPC 2观测，获得了该星团白矮星（WD）的精确测光结果。一个已知的三角视差和质量接近的集群WD的本地WD的样本也被观察到WFPC 2。匹配聚类和局部WD序列提供了到聚类的距离的直接测量：$(m-M)_\circ=13.05$，其不确定性小于$\pm0.1$ mag，这允许聚类年龄的不确定性的显著降低。事实上，将这个星系团距离值与星系团金属丰度、氦丰度和$α$ -元素增强[ $α$ /Fe]=0.5相结合，使用不包括或包括氦扩散的演化模型，分别得出15.5 Gyr和14.5 Gyr的年龄。影响这些年龄测定的不确定度为$\sim 10\%$。大部分的集群WD似乎是DA品种，而两个WD的颜色星等位置是一致的DB类型。这表明一个集群DB/DA比类似于太阳附近的WD。
1996-04-30 astro-ph
FUSE and HST/STIS far-ultraviolet observations of AM Herculis in an extended low state
我们已经获得了FUSE和HST/STIS时间分辨光谱的极性AM武仙座在深低状态。光谱完全由白矮星的辐射所支配。远紫外线（FUV）通量以及光谱形状在轨道周期内变化很大，最大通量发生在与高态相同的相位。这些变化是由于白矮星上存在一个热点，我们对此进行了定量建模。白矮星的参数可以从光谱拟合到微弱的相位数据，当热点是self-eclipse。采用Thorstensen确定的79+8-6pc距离，我们得到有效温度为19800 ± 700 K，质量为Mwd=0.78+0.12-0.17Msun。热点的温度比高态时低，约34000- 40000 K，但覆盖面积相似，约占白矮星表面的10%。在2002/3年的四个不同时期拍摄的低态FUSE和STIS光谱显示FUV通量水平或光谱形状没有变化，这意味着白矮星温度和热点温度，大小和位置不依赖于系统在低态中度过的时间。可能的解释是在低水平上持续的吸积，或深层加热，这两种选择都有我们讨论的一些弱点。在FUSE和STIS光谱中没有检测到光球金属吸收线，表明白矮星大气中的平均金属丰度低于1 e-3倍太阳值。
2005-11-03 astro-ph
New Pulsating DB White Dwarf Stars from the Sloan Digital Sky Survey
我们正在寻找新的He大气白矮星蒸发器（DBV）的基础上，新发现的白矮星从斯隆数字巡天获得的光谱。DBV的脉动温度范围比它们更知名的表亲H大气层白矮星脉动温度范围（DAVs或ZZ Ceti星）更高。由于白矮星的演化具有冷却的特征，DBV的星震学研究为我们提供了研究白矮星结构的机会。最热的DBV被认为具有超过其光子光度的中微子光度（Winget et al. 2004），光子光度是通过星震学测量的量。因此，它们也可以用来研究恒星内部的中微子物理。到目前为止，我们已经发现了9个新的DBV，使以前已知的DBV数量翻了一番。在这里，我们报告新的发光体的光变曲线和功率谱。
2008-09-04 astro-ph
FUSE Observation of the Ultramassive White Dwarf PG1658+441
本文分析了超大质量（M = 1.31太阳质量）、磁性（B_s = 2.3 MG）的白矮星PG 1658+441的远紫外光谱.远紫外（FUV）光谱表现出非常宽的莱曼线和准分子莱曼β卫星，但也可能存在弱莱曼γ卫星。PG 1658+441是已知的显示这些卫星特征的最热的白矮星。我们拟合莱曼线与恒星模型，并获得大气参数与发表的分析的巴耳末线。通过对不同FUSE段获得的结果进行平均，我们确定Teff = 29，620 +/-500 K和log g = 9.31 +/- 0.07。这些模型在大部分光谱上与数据相匹配，但在卫星特征附近仍然存在差异。最后，在FUV光谱中没有发现痕量元素，我们提供了C、N、Si和P的丰度上限。
2003-09-23 astro-ph
Heavy element abundances in DA white dwarfs
本文介绍了一组热DA白矮星在20，000 -75，000 K温度范围内的系统丰度测量。使用我们最新的重元素覆盖的非LTE恒星大气计算，我们首次解决了最热恒星的重元素丰度模式，表明它们与G191-B2B类似。在温度较低（<50，000 K）的白矮星中观察到的丰度是一个谜。一些图案（如REJ 1032）可以解释自洽的悬浮扩散计算，但有一个严重的困难，在理解的外观显然是纯H大气。我们还报道了在WD 2218 +706大气层中探测到光球HeII。
2000-10-23 astro-ph
Time-Resolved HST Spectroscopy of Four Eclipsing Magnetic Cataclysmic Variables
时间分辨HST紫外蚀分光光度法是针对磁性CV V1309 Ori，MN Hya，V2301 Oph和V1432 Aql。将光变曲线分成波段允许区分多个发射分量。在V1309 Ori和V2301 Oph中检测到光球热点。V1309 Ori和MN Hya的发射线光谱是不寻常的，NV 1240和N IV 1718的强度表明氮的过量。对异步V1432 Aql的三个观测时期覆盖了白矮星自旋和双星轨道之间50天周期的1/3。光变曲线随时间的不同而变化，并且是波段的函数。去红的紫外光谱非常明亮，光谱能量分布加上日食进入的持续时间表明，主要能量来源是热（T~35，000 K）的白矮星。通过日食未减弱的线发射表明日食是由吸积流引起的，而不是次要的恒星。热的白矮星，结合其目前的异步性质和快速的时间尺度重新锁定，表明V1432 Aql在过去的75-150年经历了一次新星爆发。如果磁性白矮星的旋转可以在喷发的风阶段与喷出物耦合，那么与主恒星目前正朝着同步方向旋转的相反的恒星主义意义并不一定与这种情况相矛盾。
2000-10-01 astro-ph
Isochrones and Luminosity Functions for Old White Dwarfs
利用一个新的冷却白矮星模型网格，我们计算了含有老白矮星的系统在Johnson-Kron/Tuberins和HST滤波器组中的等时线和光度函数。这些新的模型包含了一个非灰色的大气层，这对于正确描述老白矮星在低温下分子不透明度的影响是必要的。各种函数的计算和广泛的制表和绘图是为了尽可能实用的观察者，所以所有的结果都列在观察者将获得的数量。这些表格和图表最终将被证明是解释哈勃空间望远镜对附近球状星团中最古老的白矮星的高级相机观测结果的关键，在理解星系晕中寻找古老的白矮星的结果，以及在使用白矮星确定所有年龄的星团的年龄方面。作为一个实际应用，我们证明了这些结果的使用推导的老星系团M67的白矮星冷却年龄。
1999-08-31 astro-ph
Iron in Hot DA White Dwarfs
本文研究了热富氢（DA）白矮星中铁的丰度分布。这项研究是基于一个白矮星样本在30,000 K < T_eff < 64,000 K温度范围内的新的和存档的远紫外光谱。远紫外光谱探测器获得的光谱与哈勃太空望远镜成像光谱仪和国际紫外探测器样品FeIII至FeVI吸收线获得的光谱一起，可以在比以前提供的更宽的有效温度范围内进行详细的铁丰度分析。测量结果显示，探测到的最高和最低温度之间的丰度变化超过两个数量级，但也显示出具有相似温度和表面重力的物体之间的相当大的变化（超过一个数量级）。较冷物体的这种变化可能归因于看不见的伴星或所谓的星周碎片的吸积，尽管样品中最热物体的剩余质量损失和选择性辐射压力的影响仍然占主导地位。
2006-08-20 astro-ph
White Dwarfs in Globular Clusters: HST Observations of M4
利用哈勃空间望远镜上的WFPC 2分离出银河系球状星团M4中的258颗白矮星。在三个径向距离集群中心的领域进行了观察，并发现在所有三个相当大的WD人口。这些WD在色星等图中的位置、它们的平均质量为0.51（$ \pm 0.03$）M $_{\odot}$以及它们的光度函数证实了恒星演化理论的基本原理，并支持了目前WD冷却理论的结果。WD用于将星团主序星质量函数向上扩展到已经完成核演化的恒星。对M4中WD/红矮星双星的频率进行了研究，发现它们最多只占所有主序星的百分之几。发现的最古老的WD大约有9 Gyr的年龄，这一水平完全取决于我们数据的光度限制。即使这是小于M4的年龄，我们将讨论如何这些冷却WD最终可以用来检查关闭年龄的球状星团，从而限制宇宙的年龄。
1997-02-19 astro-ph
Flash Mixing on the White Dwarf Cooling Curve: FUSE Observations of three He-rich sdB Stars
给出了3颗富氦sdB星的FUSE谱。其中两颗恒星PG 1544 +488和JL 87在977和1176 A处显示出非常强的C III线，而第三颗恒星LB 1766的碳线非常弱。我们使用TLUSTY NLTE线覆盖模型大气分析了FUSE数据，发现PG 1544 +488的表面成分为96% He，2% C和1% N。JL 87显示出类似的碳和氮的表面富集，但一些重要的氢仍然留在其大气中。LB1766的表面成分不含氢，碳含量极低，表明其表面材料经过了CN循环处理。我们解释这些观察与新的进化计算表明，富氦sdB星与富C的组合物是恒星的后代，经历了延迟的He核心闪光的白矮星冷却曲线。在这样的闪光的内部对流区将渗透到H信封，从而混合信封与He和C丰富的核心。这样的“闪光混合”恒星将到达极水平分支（EHB），具有富含He和C的表面成分，并且将比最热的正则（即，未混合）EHB星。两种类型的闪速混合是可能的：“深”和“浅”，这取决于是否H信封是深入到现场的He闪光或仅与核心的外层混合。根据它们的恒星参数和表面成分，我们认为PG 1544 +488和JL 87分别是“深”和“浅”闪光混合的例子。因此，闪速混合可能是产生最热EHB恒星的一个新的进化通道。然而，闪速混合不能解释LB1766的丰度模式，这仍然是对当前进化模型的挑战。
2003-10-21 astro-ph
Hot DB White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey
本文介绍了28 DB和DO白矮星的Ugriz光度学和光谱学测量结果。其中大约有10个是观察得特别好的;其余的都是候选者。这些是迄今发现的最热的DB星，它们占据了更热的DO星和熟悉的温度低于30，000 K的DB星之间的“DB间隙”。然而，在仔细匹配测量体积之后，我们发现DA星与DB/DO星的比率在30，000 K比20，000 K大2.5倍，这表明“DB间隙”确实不足，并且大约10%的DA星在从30，000 K冷却到20，000 K时发生了某种大气转变。
2006-06-28 astro-ph
HST and FUSE Spectroscopy of the DAO-type Central Star LS V+4621
DAO型白矮星LS V+4621是可能的行星状星云Sh 2-216的富氢中心恒星。我们在HST和FUSE上用STIS拍摄了高分辨率、高信噪比的紫外光谱，以约束其光球参数。详细的光谱分析，通过国家的最先进的NLTE模式大气技术，其中包括铁族元素的个别丰度的测定。
2006-10-01 astro-ph
Cool Customers in the Stellar Graveyard II: Limits to Substellar Objects Around Nearby DAZ White Dwarfs
本文介绍了哈勃空间望远镜（HST）对附近白矮星进行的一次协调观测的结果。总共有7颗距离为$<$ 50 pc的DAZ白矮星拍摄了高对比度和高空间分辨率的NICMOS日冕照片，以寻找距离\arcsec $\ltorder$ 10 pc的候选亚恒星天体。通过分析白矮星的2MASS测光，与基于WD有效温度、距离和重力的预期通量相比，得到了未解决的同伴的限制。从我们的调查与HST，我们发现了几个候选同伴，已经或将跟进第二个时代的观测。我们发现，对于四个白矮星，我们是敏感的行星同伴$\gtorder$ 10 M $_{Jup}$，并敏感的同伴$>$ 18 M $_{Jup}$的所有目标。我们的目标缺乏明显的近红外线过量，这限制了任何一种尚未解决的伴星成为亚恒星。根据这些结果，我们提出了几个意见的可能性，确定白矮星的起源与金属在其大气中。
2005-07-12 astro-ph
High-resolution FUSE and HST ultraviolet spectroscopy of the white dwarf central star of Sh 2-216
LS V +4621是行星状星云Sh 2-216的DAO型中央恒星。我们执行一个全面的光谱分析的高分辨率，高S/N紫外线观测获得的FUSE和STIS船上的HST，以及光谱的LS V +4621通过国家的最先进的NLTE模式大气技术，以比较其光球性质的理论预测从恒星演化理论，以及从扩散计算。根据N Ⅳ- NV、O Ⅳ- O Ⅵ、Si Ⅳ- Si Ⅴ和Fe Ⅴ- Fe Ⅶ电离平衡，我们高精度地确定了有效温度为95 ± 2 kK。表面重力为log g = 6.9 +/- 0.2。光谱距离d = 224 + 46/-58 pc和LS V +4621的视差距离d = 129 + 6/-5 pc之间出现了一个无法解释的差异。我们首次在富氢中心恒星的光谱中发现了Mg IV和Ar VI吸收线，并确定了Mg和Ar的丰度以及铁族元素（Cr，Mn，Fe，Co和Ni）的丰度。在模型大气计算中，随着对金属不透明的现实处理，直到铁族，所谓的巴耳末线问题（在忽略金属线覆盖的模型中发现的）消失了。通过NLTE模型大气的光谱分析目前已经达到了高度的复杂性，这在很大程度上是由于缺乏可靠的原子数据和准确的谱线展宽表。应该作出巨大努力来改善这种情况。
2007-06-15 astro-ph
The White Dwarf Distance to the Globular Cluster 47 Tucanae and its Age
根据Renzini等（1996）提出的方法，利用已知三角视差的白矮星（WD）冷却序列与局部WD经验基准序列的拟合，对银河系球状星团47 Tuccenda（NGC 104）的距离（和年龄）进行了新的测定。使用相同的仪器设置，用HST+ WFPC 2对簇和局部WD进行成像。我们得到了一个表观距离模数$(m-M)_V=13.27\pm0.14$与以前的地面确定和短于使用依巴谷亚矮星。耦合我们的距离测定与一个新的措施的视震级的主要序列关闭，根据我们的HST数据，我们得出了年龄的$13\pm2.5$陀螺仪。
2001-01-26 astro-ph
Phase-resolved HST/STIS spectroscopy of the exposed white dwarf in the high-field polar AR UMa
相位分辨HST/STIS紫外光谱的高场极AR UMa证实，WD光球Ly α塞曼功能形成的磁场~200 MG。除了Ly α π和σ +成分，我们检测到禁止氢1 s 0-> 2s 0跃迁，这成为“启用”在强磁场和电场的存在下。我们试图拟合整体光学+UV低态光谱与单温磁WD模型仍然是相当不令人满意的，表明在目前的模型或一个新的物理过程中的AR UMa的缺点。因此，我们对WD温度的估计仍然有些不确定，Twd=20000+-5000K。我们探测到一个以~ 1445 A为中心的广泛的发射凸起，并存在于整个双星轨道上，第二个凸起在~ 1650 A附近，它只出现在二级恒星的下合点附近。这表明低能级（M-dot~ 1 e-13 Msun/yr）吸积在两个磁极上产生的低次谐波回旋辐射。然而，没有证据表明，在光的功率谱变化的吸积气体斑点。观测到的Ly α发射线显示出强烈的相位依赖性，最大通量和红移接近轨道相位φ ~0.3，强烈表明起源于次级恒星的后半球。另一个与Ly α发射相位相似的Ly α吸收特征，但蓝移速度约为700 km/s，可初步归因于中等风速下WD发射的吸收。我们导出了中性氢的柱密度NH=（1.1+-1.0 1 e ~（18）cm ~（**）-2，这是已知极性氢中最低的.
2001-03-08 astro-ph
An HST parallax of the distant cataclysmic variable V1223 Sgr, its system parameters, and accretion rate
利用哈勃空间望远镜精制导敏感器，我们测量了亮激变变星1223 Sgr的三角视差。绝对视差为pi（abs）= 1.96+-0.18mas，使V1223 Sgr成为具有良好三角视差的最远CV。这个距离，一个Lutz-Kelker修正，和先前测量的消光产生一个绝对的视觉高态星等Mv=4.0+-0.2。我们概述了一个模型，这是与观察到的自旋下降的白矮星，并提供了大部分的UV/光发射的混响的X射线。根据以前的X射线和紫外/光学数据，我们得到了它的吸积光度Lacc=（2.6 ± 0.8）μ e ~（34）erg/s，质量为M_1=0.93 ± 0.12 μ m的白矮星，吸积速率dot M=（1.4 ± 0.3）μ e ~（17）g/s。
2004-02-24 astro-ph
Discovery of photospheric argon in very hot central stars of planetary nebulae and white dwarfs
本文报道了在热演化恒星和白矮星中首次发现氩的情况。我们已经在一些已知最热的行星状星云中心恒星（Teff=95000-110000 K）和各种光谱类型的（前）白矮星中发现了ArVII 1063.55 A线。我们确定氩丰度，并将其与恒星演化理论以及扩散计算的理论预测进行比较。我们用远紫外光谱探测器分析高分辨率光谱。我们使用非LTE线覆盖模型大气，并进行线形成计算来计算合成氩线轮廓。我们在富含氢的中心恒星NGC 1360和缺乏氢的PG 1159恒星PG 1424 +535中发现了太阳氩丰度。这证实了恒星演化模型预测氩丰度几乎不受核合成的影响。对于DAO型中心恒星NGC 7293和热DA白矮星PG 0948 +534和REJ 1738 +669，我们发现氩丰度比假设辐射悬浮和引力沉降平衡的计算结果小三个数量级。对于热DO白矮星PG 1034 +001，理论上的超预言值为1 dex。我们的研究结果证实了从恒星核合成计算的氩丰度在AGB星的预测。然而，在热白矮星中发现的氩丰度是另一个极端的例子，说明目前的微量元素平衡态理论无法定量解释观测结果。
2007-02-14 astro-ph
A precise HST parallax of the cataclysmic variable EX Hydrae, its system parameters, and accretion rate
利用HST精密制导传感器，我们测量了激变变星长蛇座EX（π =15.50+-0.29mas）的高精度天文视差。从波长积分的吸积诱导能流，我们导出了EX Hya的静态吸积光度Lacc =（2.6+-0.6 x10 e ~（32）erg.静态吸积速率为Mdot=（6.2 - 1.5）× 10 e-11（M1/0.5Msun）^（-1.61）Msun/yr。时间平均的吸积率，其中包括一个小的校正罕见的爆发，是6%以上。利用最近两个分量的径向速度测量结果和其它观测和理论约束条件，讨论了EXHya的系统参数，推导出M_1 =0.4-0.7Msun，M_2 =0.07-0.10Msun，i=76.0deg-77.6deg。我们的结论是，次级是unmassed，overlightning，并扩大了相同质量的ZAMS恒星。在M1的上限附近，白矮星的吸积速率与由于引力辐射引起的近平衡角动量损失以及从轨道到白矮星自旋的角动量转移所引起的吸积速率相一致。在质量下限附近，相应较高的吸积率要求除了引力辐射之外还有一个额外的角动量损失过程，或者吸积发生在近绝热的时间尺度上。后一种可能性意味着EX Hya正处于高质量转移的瞬态阶段，并伴随着白矮星的自旋上升。
2003-09-19 astro-ph
The Spectral Variability of Pulsating Stars: PG1159-035
利用HST和FUSE上的10米级望远镜以及时间标记探测器，分析脉动白矮星的时间分辨光谱是可行的。我们给出了热脉动白矮星PG 1159 -035的模拟时间分辨光谱，并将这些模型与基于HST-STIS光谱的516 s模观测数据进行了比较。目前看来，用PG 1159 -035的光谱变异性来确定脉动模式似乎是不可能的。
2005-02-01 astro-ph
HST Star Counts at High Galactic Latitudes
我们使用的恒星计数从13个深HST领域与{\it宽视场相机-2}成像，以限制量的暗物质在银河系中，可以在低质量的主序星或白矮星的形式。根据在我们的领域中发现的红色恒星的数量，我们排除了超过25%的大质量暗晕是由M矮星或亚矮星组成的可能性;为了使观测到的恒星数量与恒星暗晕预测的数量相一致，必须调用相当大质量（$M \sim 0.2 M_\odot$）但非常微弱（$M_I$ \gtsima $14.5$）的恒星候选者。白矮星本身也必须非常暗淡（$M_I$ \gtsima $14$），以便与观测到的HST场中的暗淡恒星数量一致。我们也排除了一个增加或平坦的恒星光度函数超过$M_V \sim 13$。盘光度函数的推断斜率介于局部的、体积有限的测量和地基光度测量之间。最后，星等计数很好地拟合现有的模型的银河系的结构，只有很小的变化，在模型参数的基准值。然而，模型不能很好地再现颜色分布。目前还不清楚这是否反映了现有模型的不足之处或低金属丰度恒星的色星等图和光度校准的不确定性。
1995-06-20 astro-ph
White Dwarfs in Omega Centauri: Preliminary Evidence
我们提出了准确的和深的多波段B，R，H α数据的球状星团欧米茄Cen收集与高级相机的调查HST。测光表包括超过一百万颗恒星。通过采用严格的选择标准，我们确定了600多个真正的白矮星（WD）。经验证据表明，一小部分WD是Halpha-bright。WD等时线和观测值之间的比较表明，在较暗的震级和较亮的不匹配的合理协议。
2005-01-21 astro-ph
Faint blue objects on the Hubble Deep Field North & South as possible nearby old halo white dwarfs
利用天文学家利用哈勃太空望远镜（HST）在天空的两个邮票部分获得的宇宙最深和最精细的角分辨率图像中获得的数据（Williams等人，1996 a，b），加上简单的几何和缩放参数，我们证明，在这两个领域检测到的点源对象的淡蓝色人口（Méndez et al. 1996）实际上可能是距离太阳不到2 kpc的古老光环白矮星。这一发现具有深远的意义，因为被探测到的物体的质量密度将占银河系中缺失的暗物质的一半（Bahcall和Soneira 1980），从而解决了现代天体物理学中最有争议的问题之一（Trimble 1987，Ashman 1992）。这些微弱的蓝色物体的存在表明了一个非常大的质量锁定在古老的光环白矮星。我们的估计表明，它们可以解释银河系中多达一半的暗物质，证实了Alcock等1997年的微透镜实验的建议。由于这一发现的重要性，需要在未来两年内对HST进行深入的后续观测，以更准确地确定这些暗蓝色老白矮星的运动学（切向运动）。
1999-08-30 astro-ph
Turning cool star X-ray spectra upside down
H1504+65是一颗年轻的白矮星，有效温度为200，000 K，是有详细大气模型分析过的最热的后AGB恒星。钱德拉LETG+HRC-S光谱揭示了迄今为止从恒星光球记录到的最丰富的X射线吸收线光谱。在这个极热的光球层中的谱线形成区域产生了许多吸收跃迁，这些跃迁在冷的恒星日冕中的发射中也被观察到。我们对H1504+65与南河三、α-Cen A和B的Chandra光谱进行了详细的比较。热白矮星的最新非LTE模型光谱使我们能够从高度电离的O、Ne和Mg中识别出大量的吸收线。反过来，这些特征使我们能够确定日冕线，其起源是迄今为止未知的。
2004-10-28 astro-ph
Hard X-ray Emission Associated with White Dwarfs
我们利用WGACAT从McCook & Sion（1999）的星表中寻找与白矮星（WD）有关的硬X射线源。我们发现17个X射线源与WD一致，显示出显著的硬X射线发射能量>0.5 keV。其中12颗白矮星位于已知的双星系统中，其中两颗是因为近距离伴星的物质吸积到白矮星上而产生硬X射线发射，另外10颗则是因为晚型伴星的日冕活动而产生硬X射线。其中一个WD投射在活动星系核附近，活动星系核是产生硬X射线辐射的主要原因。剩下的四颗白矮星和另外两颗发射硬X射线的白矮星看起来是单个的。缺乏近红外过剩的明显单一的WD表明，无论是X射线观测是更有效的诊断微弱的同伴比近红外测光或不同的发射机制是必要的。有趣的是，在六个明显具有硬X射线发射的单WD中，有50%是最热的WD。我们比较了11个不同光谱类型的热WD的X射线性质，并得出结论，恒星脉动和快速恒星风不太可能是硬X射线发射的起源，但从恒星大气深处泄漏的高能维恩尾发射仍然是热DO和DQZO WD的硬X射线发射的一个诱人的来源。(This abstract是一个缩写版本）。
2003-01-14 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy and Modeling of the Long Term Cooling of WZ Sagittae following the July 2001 Outburst
我们提出了最后的HST/STIS E140 M FUV光谱（1150- 1725 A）的矮新星（DN）WZ Sge，在2004年7月，3年后的早期超爆发的2001年7月。单个白矮星（WD）的合成光谱拟合（log{g}=8.5）的数据表明，WD有一个温度T~ 15,000 K，约1500 K以上的静止温度，它仍然显示出爆发的影响。考虑到温度估计的早期阶段的冷却，我们模型的WZ SGE的冷却曲线，在3年的时间内，使用恒星演化代码，包括吸积和压缩加热的影响。假设压缩加热是冷却阶段释放能量的唯一来源，我们发现：（1）白矮星的质量一定很大（~1.0 Msun）;（2）质量吸积率的时间平均值（超过52天的爆发）必须达到1.E-8 Msun/yr或更大。来自这些压缩加热模型的爆发质量吸积率大于从光学观测和FUV光谱拟合估计的速率高达一个数量级。这意味着在冷却阶段，WD释放的能量不仅仅是由于压缩加热。
2006-02-07 astro-ph
EG And: FUSE and HST/STIS Monitoring of an Eclipsing Symbiotic Binary
我们目前的亮点和概述20 FUSE和HST/STIS观测明亮的共生二EG和。这项工作背后的主要动机是获得演化巨星的空间分辨信息，以了解这些物体中的质量损失过程。该系统由一颗低光度的白矮星和一颗质量损失的无尘埃M2巨星组成。紫外线观测遵循白矮星连续体，通过风和色球层的巨大周期性逐渐掩星，提供了一个独特的诊断吸收的星周气体。Umensculted光谱显示高电离功能，如OVI共振双峰，这是目前作为一个变量（小时时间尺度），广泛的风廓线，诊断接近矮组件的热气。在部分掩星阶段观测到的光谱显示出许多低电离、窄吸收线，从较低的能级到地面以上约5 eV的跃迁。这种吸收是由于色球层/风的物质，大多数谱线是由于SiII、PII、NI、FeII和NiII的跃迁，以及严重阻尼的HI莱曼系特征。尽管FUSE对分子氢敏感，但在风加速区没有观察到分子特征。从紫外数据集的分析，以及光学数据，我们发现，矮辐射并不占主导地位的风加速区的巨人，和观察到的热和动态风的属性是最有可能代表孤立的红巨星。
2007-10-12 astro-ph
Orbital Parameters and Chemical Composition of Four White Dwarfs in Post-Common Envelope Binaries
我们介绍了后共包络双星Feige 24，EUVE J 0720 -317，BPM 6502和EUVE J2013+400中热白矮星的FUSE观测。光谱显示了许多光球层的吸收线，这些吸收线跟踪了白矮星的轨道运动。我们报告了Feige 24、EUVE J 0720 -317和EUVE J2013+400光谱中C III、O VI、P V和Si IV的检测，以及BPM 6502光谱中C III、N II、Si III、Si IV和Fe III的检测。天文测量支持这样一种可能性，即后共包络双星中的白矮星从次级星风中吸积了物质。BPM 6502和EUVE J2013+400的FUSE观测覆盖了一个完整的双星轨道。我们使用FUSE光谱测量了四个双星中白矮星的径向速度，其中零点速度是用恒星系统视线中的ISM速度固定的。对于BPM 6502，我们确定了一个白矮星的速度半振幅K_WD = 18.6+/-0.5km/s，而红矮星伴星的速度半振幅K_RD = 75.2+/-3.1 km/s，我们估计质量比为q = 0.25+/-0.01。通过对白矮星的光谱质量测定，我们推断出它的次级质量为MRD = 0.14+/-0.01Msolar。对于EUVE J2013+400，我们确定了一个白矮星的速度半振幅K_WD = 36.7+/-0.7 km/s。EUVE J 0720 -317的FUSE观测覆盖了大约3…
2007-11-09 astro-ph
The White Dwarf Cooling Age of the Open Cluster NGC 2420
我们已经使用了深HST WFPC 2观测NGC 2420中的两个字段，以产生一个集群CMD下降到V = 27。在施加形态选择标准后，我们在NGC 2420中发现了8个候选白矮星。我们的完整性估计表明，我们已经找到了WD冷却序列的终点。我们认为，簇距离模可能接近12.10，E（B-V）= 0.04。利用这些参数，我们发现NGC 2420的白矮星冷却年龄为2.0 +- 0.20（1 sigma）Gyrs。0.20 Gyr的不确定度包括测光误差、序列拟合误差、前兆时标误差和理论白矮星冷却时标误差。比较集群白矮星冷却年龄来自恒星等时线拟合的年龄，我们发现一个偏好的年龄来自模型，将对流过冲。
2000-06-02 astro-ph
On the Radial Distribution of White Dwarfs in the Globular Cluster NGC 6397
我们研究了邻近的球状星团NGC 6397中单个HST/ACS场中白矮星的径向分布。在松弛的星族中，例如在球状星团中，恒星的速度色散，因此径向分布，直接取决于恒星的质量。非常年轻的星团白矮星的祖先质量约为0.8太阳质量，而白矮星本身的质量约为0.5太阳质量。因此，我们预计年轻的白矮星有一个集中的径向分布（就像他们的祖先），变得更加扩大了几个弛豫时间，模仿约0.5太阳质量的主序星。然而，我们观察到年轻的白矮星有一个显着延长径向分布相比，最大质量的主序星在集群和老白矮星。
2007-09-26 astro-ph
The white dwarf cooling sequence in NGC 6791
在古老的、人口稠密的、富含金属的疏散星团NGC 6791中，我们使用深空HST/ACS图像跟踪了白矮星冷却序列，直到m_F606 W ~28.5。白矮星的光度函数在m_F606 W ~27.4处有一个很好的峰，在色星等图上有一个向蓝色弯曲的峰。如果这个峰值对应于白矮星冷却序列的结束，与理论等时线的比较提供了一个年龄估计为2.4 Gyr，与主序列关闭推断的8- 9 Gyr形成鲜明对比。如果末端是在较暗的星等，在m_F606W~27.4处的峰值甚至更加神秘。我们讨论了可能的原因，没有一个令人信服。
2005-03-17 astro-ph
ST/STIS Spectroscopy of the White Dwarfs in the Short-Period Dwarf Novae LL And and EF Peg
我们提出了新的HST/STIS观测的短周期矮新星LL和EF Peg在深平静。我们拟合恒星模型的紫外光谱，并使用光学和红外观测，以确定系统中的白矮星的物理参数，到双星的距离，以及这些恒星的性质。这两颗白矮星都相对较冷，在15000 K附近有T_{eff}，与0.6 M太阳质量一致。LL And中的白矮星具有太阳丰度或略低，而EF Peg中的白矮星则接近0.1-0.3太阳丰度。LL和被发现是760 pc的距离，而EF钉是接近380 pc。EF Peg似乎有一颗~ M5 V的第二颗恒星，与其轨道周期的预期一致，而LL And的第二颗天体仍然是一个谜。
2002-04-11 astro-ph
An X-Ray Jet from a White Dwarf - Detection of the Collimated Outflow from CH Cygni with Chandra
大多数共生星都是由一颗白矮星从红巨星的风中吸积物质组成的。越来越多的这些物体被发现产生喷流。分析钱德拉的共生系统天鹅座CH的档案数据显示，微弱的扩展发射到南部，与早期的HST和VLA观测中看到的光学和无线电喷流一致。因此天鹅座CH是继宝瓶座R之后第二颗已知的具有X射线喷流的白矮星。共生星喷流的X射线似乎是在喷流物质与周围气体碰撞后受到冲击加热时产生的，就像一些原恒星物体和双极行星状星云的流出物一样。
2004-08-09 astro-ph
Contribution of brown dwarfs and white dwarfs to recent microlensing observations and to the halo mass budget
我们研究了最近的结果，对大麦云（Alcock等，1996年）在晕褐矮星或白矮星人口的合作。大多数微透镜事件是由于棕矮星的可能性是完全排除了大尺度运动学特性。在最近的白矮星冷却理论（Segretain et al. 1994）的背景下，详细研究了白矮星的情况，该理论明确地包括了由于结晶时碳-氧的分化和随后的德拜冷却而产生的额外能量来源。我们发现，观测约束所产生的高速白矮星在太阳附近的光度函数和最近的HST深场计数是一致的白矮星贡献的晕失踪质量高达50%，提供i）IMF强烈的峰值约1.7 Msol和ii）晕年龄大于18 Gyr。
1996-07-01 astro-ph
The white dwarf cooling sequence in the old open cluster NGC 188
我们发展了老的疏散星团NGC 188的白矮星光度函数（LF），以便利用冷却序列的暗端来确定星团年龄的下限。为了产生一个广泛的冷却白矮星序列，我们在F555 W和F814 W过滤器中拍摄了星团中心的四个连续的HST-WFPC 2场。在对探测到的天体施加选择标准后，我们发现了一个白矮星冷却序列（低至V ~26.5），包括星团中的28个候选白矮星。暴露的深度不足以到达这个序列的末端，但是我们的分析结果使我们能够建立一个独立于适合集群关闭的等时线的集群年龄下限。发现的最古老的白矮星年龄约为4 Gyr，这一年龄完全取决于我们数据的光度极限。经典方法提供了1 ~7 Gyr的估计（Sarajedini等人，1999年）。
2002-06-12 astro-ph
