The ^12C(alpha,gamma)^16O Nuclear Reaction Rate from Asteroseismology of the DBV White Dwarf CBS 114
根据SAAO 0.75米望远镜65小时的时间分辨CCD测光，我们在氦-大气变星（DBV）白矮星CBS 114中识别出7种独立的脉动模式。我们将这些脉动解释为具有相同球度l=1的非径向g模式，如37.1+/-0.7秒的平均周期间隔所示。我们使用基于遗传算法的拟合方法找到全局最优的模型参数，包括恒星质量（M * = 0.73 Msun）、有效温度（T_eff = 21，000 K）、大气氦层质量（log[M_He/M *] = -6.66）和中心氧质量分数（X_O = 0.61）。后一个值意味着^12 C（α，γ）^16 O反应的速率接近S_300 = 180 keV b，与实验室测量结果一致。
2002-08-12 astro-ph
The Crystal Method: Asteroseismology of BPM 37093
自从埃德·萨尔彼得和其他人预测我们银河系中最冷的白矮星的碳/氧核心理论上会结晶以来，已经过去了40多年。这种效应对计算出的冷白矮星的年龄产生了巨大的影响，但直到最近我们还没有办法验证这一理论。1992年，在可能结晶的大质量白矮星BPM 37093中发现了脉动，并在1999年确定了结晶对脉动模式的理论影响。1998年和1999年的两次全球望远镜活动的观测结果，加上使用遗传算法的新模型拟合方法，现在让我们第一次看到了结晶恒星的内部。
2004-08-19 astro-ph
The Future of Computational Asteroseismology
恒星地震学的历史表明，观测和理论经常轮流推进我们的理解。斯隆数字巡天所产生的脉动白矮星样本最近增加了两倍，这代表着观测方面的一个巨大飞跃。在理论方面取得类似进展的时机已经成熟。基本上有两种方法可以提高我们对脉动星的理论理解：我们可以改进模型的基本成分，或者我们可以在更详细的计算中探索现有的模型。对于脉动的白矮星，最近在两个方面都取得了很大的进展：现在存在将内部结构与其完整的进化历史联系起来的模型，同时也开发了一种使用并行计算机对相对简单的模型进行全球探索的方法。结合这两种方法，理论上的白矮星星震学的未来进展将出现，对扩散、核燃烧和混合的物理学产生前所未有的洞察力。
2006-11-14 astro-ph
Measuring ^{12}C(&alpha,&gamma)^{16}O from White Dwarf Asteroseismology
在红巨星核心的氦燃烧过程中，3&alpha和^{12}C（&alpha，&gamma）^{16}O反应的相对速率在很大程度上决定了最终生成的白矮星中碳氧的比例。由于从高能实验室测量中推断，在恒星能量下的3 α反应的不确定性相对较小，但对于^{12}C（α，γ）^{16}O反应来说，情况并非如此。对脉动白矮星的星震学数据分析的最新进展，现在可以精确测量中心碳氧比，提供一种更直接的方法来测量恒星能量下的^{12}C（&alpha，&gamma）^{16}O反应速率。我们评估了这种方法的系统不确定性，并量化了来自观测和在优化过程中保持固定的模型设置的测得的中心氧丰度的微小变化。利用对白矮星内部化学剖面的新计算，我们发现^{12}C（&alpha，&gamma）^{16}O反应的速率明显高于大多数已发表的值。当我们修改对白矮星内部描述的一些细节时，这种方法的准确性可能会提高，这些细节是通过以前的模型拟合方法无法访问的。
2002-03-20 astro-ph
PG 2131+066: A Test of Pre-White Dwarf Asteroseismology
PG 2131+066是一颗复合光谱双星，有一颗热脉动PG 1159型前白矮星和一颗早期M型主序星。通过对全地球望远镜观测到的脉动前白矮星成分的分析，可以从星震学的角度确定它的质量、光度和有效温度。Kawaler等人（1995）通过这些测定确定了到这颗恒星的距离。本文改进了星震学距离测定方法，并利用M星的光谱视差对系统进行了独立测量，确定了距离。PG 2131+066在1993年9月由HST使用原始PC观察到。使用过滤器F785 LP和F555 W的曝光都显示了0.3弧秒距离处的伴星。影像的光度测量提供了主序星伴星的视星等v=18.97+/-0.15，我们从中发现距离为560（+200 -134）pc。我们还使用更新的模型和紫外光谱的新光谱约束重新计算了前白矮星的星震学距离。新的地震学距离为668（+78 -83）pc，与副恒星的距离令人满意地一致。这些结果表明，这确实是一个物理双星，而地震距离测定可能是确定到脉动热前白矮星恒星距离的最佳方法。
2000-07-27 astro-ph
The Asteroseismology Metacomputer
我们已经开发了一种专门的计算仪器，用于将脉动白矮星的模型与全球望远镜的观测结果进行拟合。这台元计算机利用廉价的PC硬件和免费软件，包括一个并行遗传算法，它执行一个全球性的搜索最适合的参数集。
1999-09-15 astro-ph
Computational Asteroseismology
白矮星星震学提供了一个机会，可以探测由相对简单的物理原理控制的恒星物体的结构和组成。全球望远镜的发展已经解决了星震学的观测要求，但在这项技术能够产生数据所能提供的完整物理见解之前，分析程序仍需要改进。我们已经应用了一种优化方法，利用遗传算法的问题拟合白矮星脉动模型的观测频率的最彻底的特点氦-大气蒸发器，GD 358。初始研究中的自由参数包括恒星质量、有效温度、表面氦层质量、核心成分和内部化学分布。多年来，天文学家一直承诺，对脉动白矮星的研究最终将带来有关极端温度和压力条件下物质物理学的有用信息。在这篇论文中开发的优化方法，使我们能够利用我们的模型的核心组成的敏感性，最终使好的承诺。我们凭经验确定GD 358的中心氧丰度为84 +/-3%。我们使用该值对S_300 = 295 +/- 15 keV仓的C12（α，γ）O 16核反应横截面进行初步约束。我们发现GD 358的厚氦层解决方案提供了比以前更好的匹配数据，并有助于解决PG 1159恒星和DBV之间的进化连接问题。[删节]
2001-07-10 astro-ph
Genetic-Algorithm-based Asteroseismological Analysis of the DBV White Dwarf GD 358
白矮星星震学提供了一个机会，可以探测由相对简单的物理原理控制的恒星物体的结构和组成。通过开发全地球望远镜（WET）已经满足了星震学的观测要求，但在这种技术能够产生数据所能提供的完整的物理见解之前，分析程序仍需改进。为此，我们已经利用了遗传算法为基础的优化方法，以适应我们的模型所观察到的脉动频率的DBV白矮星GD 358与WET在1990年。这种新方法最终利用了我们的模型对核心成分的敏感性，并将很快产生一些有趣的核反应截面约束。
2000-08-01 astro-ph
Asteroseismology for the Masses
多年来，对白矮星感兴趣的天文学家一直承诺，对这些相对简单的紧凑物体的研究最终将导致关于极端温度和压力条件下物理学的有用信息。我们终于准备好兑现这一承诺了。使用观测技术的整个地球望远镜开发在过去的十年中，和一个新的分析方法，最近才可行的快速廉价的计算机的可用性，我们证明，有意义的限制，现在可以对重要的核聚变反应的速率，目前不能在实验室中测量。
2000-08-31 astro-ph
Detached white-dwarf close-binary stars -- CV's extended family
我回顾分离双星组成的白矮星与其他白矮星或低质量的主序星在他们周围的紧密轨道。测量了15个白矮星/白矮星系统和22个白矮星/M矮星系统的轨道周期。虽然与已知的CV周期数（>300）相比很小，但我认为每种分离系统的空间密度都比CV高一个数量级。虽然理论与观测到的白矮星/白矮星双星的轨道周期分布相匹配，但它预测的白矮星质量要比观测到的低得多。在这两种类型的双星中，都有明显的氦核白矮星的例子，而不是通常的CO组成;在CV中一定存在类似的系统。白矮星/M矮双星遭受选择效应，减少了在长期和短期内看到的数量。他们是有用的辐射的研究，我讨论的证据表明，巴耳末辐射扩大光学深度效应的程度限制其有用性成像的二级恒星在CV。
1999-06-07 astro-ph
Absolute Proper Motions to B~22.5: IV. Faint, Low Velocity White Dwarfs and the White Dwarf Population Density Law
研究了北银道极场SA 57中具有高精度自行的完整暗星样本的约化自行图（RPMD）。有八颗恒星具有非常大的约化自行，被确认为微弱的白矮星候选者。我们区分这些白矮星的候选人从几倍于众多的类星体的自行和变化的基础上。我们讨论了这些恒星可能是任何一种调查污染物的不可信性。如果{ \it bona fide}是白矮星，这里发现的八个候选者代表了一部分白矮星群体，由于微弱的星等和低的自行，迄今为止还没有被以前的调查所调查。这些新发现的恒星表明，在对当地白矮星密度的评估中，通常假设的250-350 pc的值比盘状白矮星的尺度高度更大。对我们可能的薄盘白矮星的空间分布的<V/ V_{max} >和更复杂的极大似然分析都产生了400-600 pc的尺度高度，同时与其他调查中发现的局部白矮星体积密度合理匹配。我们的研究结果可能会对白矮星作为潜在的天体产生有趣的影响。我们可以对晕白矮星对银河系暗物质的贡献施加一些直接的限制（尽管是微弱的限制）。此外，我们测量的薄盘的升高的刻度高度可能会改变对微透镜结果的解释，使白矮星不能作为主要的中微子贡献者。（节录）
2001-12-11 astro-ph
Electron-cyclotron maser emission from white-dwarf pairs and white-dwarf planetary systems
通过类比由木星和它的卫星之间的电磁相互作用提供动力的木星无线电发射，我们提出，紧密的磁-磁-白矮星对和白矮星行星系统是强射电源。本文提出了一个简单的模型来预测由损耗锥驱动的电子回旋脉塞产生的射电辐射的通量密度。来自这些系统的无线电辐射具有高亮度温度，高度极化，并随着轨道旋转而周期性变化。轨道周期<10分钟的磁-磁白矮星对的脉泽，预计在宽范围的射频上都可以探测到。在磁性白矮星附近的近轨道上的类地行星，其轨道周期为$\la 30$ hr，也可以产生可探测到的无线电发射，从而提供了一种识别地球大小的太阳系外行星的方法。
2003-02-28 astro-ph
Understanding white dwarf binary evolution with white dwarf/main sequence binaries: first results from SEGUE
近距离的白矮星联星组成了许多种类的天体，例如双白矮星联星，它们可能是超新星Ia的祖先、激变变星、超软源或AM CVn星。近距离白矮星双星的演化和形成关键取决于从双星轨道提取角动量的速率。角动量损失的两个最重要的来源是公共包络相位和磁制动。到目前为止，这两个过程都知之甚少。观测人口研究的白矮星/主序星双星提供了潜在的显着进展，这种情况下，并明确限制磁制动和CE阶段。然而，目前的白矮星/主序星双星的数量是非常不完整的，并且严重偏向于含有热白矮星的年轻系统。SDSSII/SEGUE合作授予我们每个板对5根纤维，以填补这一空白，并确定所需的旧白矮星/主序星双星的无偏样本。我们的选择标准的成功率超过65%，在头10个月，我们已经确定了41个新系统，其中大部分属于错过的老年人口。
2006-11-15 astro-ph
White Dwarfs in Globular Clusters
我们回顾了银河系球状星团中白矮星的经验和理论发现。由于他们的检测是一个关键问题，我们详细介绍了各种努力，以寻找白矮星在球状星团。然后，我们概述了使用集群白矮星调查白矮星的形成和演化的优势，并集中在演化的渠道，似乎是独特的球状星团。我们还讨论了有用的球状星团白矮星提供独立的信息的距离和年龄的球状星团，信息是非常重要的，远远超出了直接领域的白矮星的研究。最后，我们提到了球状星团白矮星未来可能的研究方向，如奇异夸克物质或等离子体中微子的研究。
2011-06-30 astro-ph
A Possible Brown Dwarf Companion to the White Dwarf GD1400
报道了DA白矮星GD 1400的一个尚未解决的可能的L型矮星伴星。这将是已知的第二个这样的系统，在原型L矮星GD 165 B被确定为白矮星的伴星17年后被发现。测光观测和模型预测的白矮星主星的恒星参数表明，GD 1400 B有$J-K\ga2.0$和$M_K=12.13$等。如果正确的话，这将使GD 1400 B的光谱类型为L6，它将是白矮星已知的最低光度的未演化伴星，因此是一颗确定的褐矮星。然而，低分辨率的凯克NIRSPEC $2.1-2.4μ$ m光谱可能与已知的L矮星不一致。分类中的不确定性保持直到二进制被解决或三角视差被测量。
2004-07-01 astro-ph
Searching for white dwarfs candidates in Sloan Digital Sky Survey Data
大量的观测光谱数据是最近从不同的观测项目，如斯隆数字巡天。根据数据本身识别白矮星恒星变得更加紧迫，即不需要对白矮星大气进行建模。特别是Kleinman等人（2004）和Eisenstein等人（2006）提出的现有白矮星识别方法无法在检查的数据中找到所有的白矮星。我们打算测试各种标准的搜索白矮星候选人，光度和光谱特征的基础上。
2008-11-13 astro-ph
Comparison of White Dwarf Mass Determinations
白矮星的质量可以用几种方法确定。在这里，我们比较了质量从巴尔末线光谱与来自三角视差测量冷氢大气白矮星的合奏。
2005-03-04 astro-ph
A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars
最新版本的光谱识别的白矮星目录列出了2249颗白矮星。在这些恒星中，有118颗白矮星具有可靠的三角视差或基于颜色的距离模数，使它们与太阳的距离在20 pc以内。大多数附近的白矮星都是孤立的恒星，但有35颗（占样本的30%）是双星系统，包括众所周知的天狼星A/B和南河三A/B。在这个本地白矮星样本中还存在三个双简并系统。局部白矮星的样本基本上完整到13 pc，白矮星的局部密度为（5.5 +/- 0.8）x 10^-3 pc^-3，相应的质量密度为（3.7 +/- 0.5）x 10 ^-3 M pc^-3。
2001-02-07 astro-ph
Photometric Identification of Cool White Dwarfs
我们研究了使用窄带DDO 51滤光片对冷白矮星进行光度鉴定。我们报告了对30颗已知的冷白矮星的测光观测结果，它们的温度从10,000 K到非常冷的温度（<3500 K）。后续的光谱观测的样本选择使用这种过滤器和我们的测光观测表明，DDO 51过滤测光可以帮助选择冷白矮星候选人的后续多目标光谱拒绝65%的主序星具有相同的宽带颜色的冷白矮星。这种技术的选择性不足以有效地为单目标摄谱仪提供信号。我们提出的白矮星冷却序列使用这种过滤器。我们的观测结果表明，非常冷的白矮星在r-DDO与r-z色-色图中形成一个序列，并表明白矮星模型大气需要重大改进。
2004-06-18 astro-ph
Cool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
利用斯隆数字巡天（SDSS）测光和天体测量以及USNO-B板天体测量的简化自行图，在SDSS数据发布2成像区域中将冷白矮星候选者与金属弱的高速主序第二族星（亚矮星）分开。利用Hobby-Eberly望远镜、MMT望远镜和McDonald 2.7 m望远镜进行的后续光谱观测表明，在约化自行图中，白矮星和亚矮星轨道分离得很干净，在冷的白矮星轨道附近，亚矮星的污染很小。这使得大量统计上完整的白矮星样本，特别是对冷白矮星了解甚少的样本，可以从SDSS成像巡天中产生，这对白矮星光度函数研究具有重要意义。我们的冷白矮星样本的SDSS测光比较目前的白矮星模型。
2005-03-28 astro-ph
Magnetic field topology of accreting white dwarfs
本文报道了我们对旋转单磁白矮星和磁激变变星中的白矮星的磁场结构进行系统研究的第一批结果。本文利用欧洲南方天文台（ESO）VLT上FORS 1的相位分辨通量谱和偏振谱，采用塞曼层析系统方法，计算了孤立白矮星HE 1045 -0908和吸积白矮星的全球磁场分布。
2003-02-04 astro-ph
The White Dwarf Companions of 56 Per and HR 3643
我们已经获得了恒星英仙座56（F4 V）和HR 3643（F7 II）的低色散IUE光谱，作为TD-1紫外巡天中1565 A通量过剩的晚型恒星巡天的一部分。每颗恒星的IUE光谱都揭示了一颗热白矮星伴星的存在。我们使用纯氢模型拟合了Ly α分布和紫外连续谱，但还需要主星的距离来唯一地约束白矮星参数。对于56 Per的白矮星伴星，我们用30.1 ± 2.8 pc的测光距离导出Teff = 16，420 ± 420 K，logg = 8.46 ± 0.2。这颗白矮星的质量为0.90 +- 0.12 Msun，远高于单个白矮星的平均质量（约0.6 Msun）。HR 3643中的白矮星的参数并没有得到很好的约束，主要是由于距离的不确定性很大。通过假设白矮星的引力范围是合理的（7.3 < log g < 9.0），我们得出F7 II星的引力为-1.4 < Mv < 0.6，白矮星的引力为28，970 < Teff <35，990 K。由于我们发现了一颗明亮的F星的白矮星伴星，我们检查了IUE档案，以评估造父变星可能的白矮星伴星的上限。造父变星-白矮星双星的发现将提供有关白矮星最大质量祖先的重要见解。只有对于阿尔卑斯山UMi和β Dor的情况下，现有的造父变星的IUE光谱足够深，以排除存在的白矮星的同伴。
1995-12-18 astro-ph
Spectroscopic confirmation of a white dwarf companion to the B star 16 Dra
利用极紫外探测器（EUVE）光谱，我们确认了B9.5V恒星16 Dra（HD 150100）的一颗白矮星伴星的身份，并将其表面温度限制在29,000 K和35,000 K之间。这是继y Pup（HR 2875，HD 59635）和theta Hya（HR 3665，HD 79469）之后，第三颗B星+白矮星的非互作用双星。16 Dra和它的白矮星伴星是一个更大的自行系统的成员，包括B 9 V恒星17 Dra A（HD 150117）。这颗白矮星一定是从一颗比这颗恒星质量更大的恒星演化而来的，也就是说，大约3.7个太阳质量。B星的白矮星伴星是重要的，因为它们为白矮星祖先的最大质量设定了观测极限，并且可以潜在地用于研究初始-最终质量关系和白矮星质量-半径关系的高质量端。
2000-05-22 astro-ph
Spectroscopic Identification of Cool White Dwarfs in the Solar Neighbourhood
新吕腾十分之二星表包含大量尚待光谱证实的高自行白矮星候选者。我们提出了新的光谱观测以及SDSS档案光谱的49个白矮星候选人已被选定的修订NLTT目录的Salim和古尔德2003年。其中，34颗是冷DA白矮星，温度范围从大约5000 K到11690 K，11颗是DC白矮星，温度范围从4300 K（NLTT 18555）到11000 K。其中三颗DA白矮星（NLTT 3915，NLTT 44986和NLTT 43806）也显示出丰富的重元素，还有一颗是冷磁白矮星（NLTT 44447），估计磁场强度为1.3 MG。我们还提出了一个新的冷DQ白矮星（NLTT 31347），估计温度为6250 K.我们补充我们的样本与SDSS乌格利兹测光的一部分新发现的白矮星。对这个白矮星样本的运动学研究表明，它们的自行范围从每年0.136到0.611角秒，这表明它们属于薄盘种群。
2006-01-23 astro-ph
Discovery of an Ultracool White Dwarf Companion
报道了在距离$46''$较宽的白矮星GD 392的低光度共同自行伴星的发现。$BVRI$光度测定表明温度较低（$T_{\rm eff}\sim4000$ K），而$JHK$数据强烈表明在所有近红外波长处通量受到抑制。因此，GD 392 B是少数几颗表现出明显碰撞诱导吸收的白矮星之一，这是由于光球层${\rm {H_2}}$的存在，也是第一颗被发现为另一颗恒星伴星的超冷白矮星。模型无法将GD 392 B解释为正常质量的白矮星。如果正确的话，冷伴星可能被解释为一颗低质量的白矮星或尚未解决的双简并。讨论了GD 392 B与已知超冷简并星系的相似性，包括对白矮星光度函数暗端的一些可能影响。
2004-04-14 astro-ph
Hot white dwarfs and the UV delay in dwarf novae
我们计算了矮新星吸积盘的照明效果的辐射从一个热的，中央，白矮星。结果表明，只有在非常热的白矮星（Teff ~ 40000 $ K）中，静止的矮新星盘的内部区域才部分耗尽，从而使光通量和紫外通量的上升到爆发之间的延迟增加，正如King（1997）最近提出的那样。然而，与观测相反，这种消耗必然在主爆发之间产生几次小爆发。较低的白矮星温度可能会导致爆发是“由内而外”的类型，消除了紫外线的延迟。我们的结论是，白矮星照射矮新星盘不是很有效，例如，因为紫外线辐射从热白矮星没有穿透足够深的光盘大气。通过例如蒸发（可能与照明有关）对内部盘的总烧蚀似乎是一种非常有希望的可能性，考虑到EUV延迟和一般的光变曲线特性。
1998-08-31 astro-ph
Mid-Infrared Observations of the White Dwarf Brown Dwarf Binary GD 1400
利用{ \em Spitzer太空望远镜}上的红外线列阵相机测量了DA白矮星加棕矮星对GD 1400的通量。GD 1400在整个$3-8μ$ m区域显示出红外线过剩，这与中晚期L型矮星伴星的存在相一致。讨论了目前的知识，这个独特的系统。
2005-09-22 astro-ph
Identification of Cool White Dwarfs in the NOAO Deep Wide-Field Survey
本文报告了我们通过扩展NOAO深宽视场巡天对银河系盘内冷白矮星的搜寻。深宽视场巡天北场的窄波段DDO 51测光是利用4米Mayall望远镜和MOSAIC成像仪获得的，以将冷白矮星与其他类似T_eff的恒星类型分开。我们对测光搜索中的四颗白矮星候选者进行了后续光谱分析，发现了两颗新的冷白矮星，它们是M矮星的同伴。
2002-09-16 astro-ph
Gravitational Radiation from Strongly Magnetized White Dwarfs
白矮星的磁场扭曲了它们的形状，产生了各向异性的转动惯量。磁化的白矮星相对于对称轴倾斜旋转，其质量四极矩随时间变化，因此它会发出引力辐射。LISA也许能够探测到附近两颗快速旋转的白矮星发出的引力波。
2000-04-04 astro-ph
SSSPM J1549$-$3544 Is Not a White Dwarf
光谱学和光度学证明SSSPM J1549 $-$ 3544不是一颗冷白矮星，而是一颗高速贫金属晕星。
2005-05-26 astro-ph
First VLT spectra of white dwarfs in a globular cluster
我们提出的第一个光谱与甚大望远镜获得的白矮星在一个球状星团。大气参数的估计，获得和比较的演变轨迹。我们讨论了球状星团和白矮星演化的距离尺度的可能影响，并演示了如何白矮星可能被用来建立一个独立的距离尺度球状星团。
2000-02-09 astro-ph
White dwarf atmosphere models with Ly-$α$ opacity in the analysis of the white dwarf cooling sequence of NGC 6397
本文讨论了带有$\rm α$远红翼不透明度的纯氢白矮星大气模型在球状星团NGC 6397的白矮星冷却序列分析中的重要性。我们最近改进的大气模型解释了先前丢失的Ly- $\rm α$氢谱线的不透明度，该谱线由于吸收氢原子与分子和原子氢的碰撞而加宽。这些模型是第一个很好地再现了冷白矮星的紫外线颜色和光谱能量分布与$T_{\rm eff}<6000 \rm K$在银河系盘观察。拟合观测到的$F814W$星等和$F606W-F814W$颜色，我们得到了一个真实距离模量值，$μ=12.00 \pm 0.02$，这与最近的分析一致。我们发现，在冷却序列的末尾的恒星似乎是$\rm \sim 160 K$冷却器时，模型占Ly- $\rm α$不透明度被使用。这表明NGC 6397的年龄是由白矮星冷却序列得出的，使用的大气模型不包括正确的Ly- $α$不透明度，$\sim 0.5$ Gyr低估了它的年龄。我们的分析表明，使用$\rm α$不透明度的白矮星大气模型对精确测定白矮星冷却序列中古老恒星的年龄是必要的。
2007-08-28 astro-ph
Spectroscopic Identification of Faint White Dwarf Candidates in the Praesepe Open Star Cluster
我们目前的光谱观测其余四个候选白矮星在Praesepe。所有四个候选者都是红移在0.8到2.8之间的类星体。观测到类星体LB 6072在类星体红移的蓝向方向有很强的金属线吸收系统。由于缺乏额外的白矮星，该星团已知的白矮星总数为5颗，远低于通常假设的初始质量函数所预期的数量，尽管一些未被发现的星团WD可能位于星团的外部区域。所有已知的Praesepe成员白矮星都集中在星团中心的0.6度范围内，星团白矮星的径向轮廓与大质量星团恒星的轮廓非常相似。这个剖面与~ 1 Mo星团恒星的不一致，表明白矮星在母星的质量损失阶段没有受到速度反冲。如果完成，观测到的普拉塞普白矮星的人口与通常假设的更陡峭的高端初始质量函数相一致，尽管计算出的斜率与普拉塞普现在的质量函数不一致。对Praesepe核心外的白矮星进行观测和进一步研究其他疏散星团的白矮星种群对于进一步限制白矮星缺陷的根本原因是必要的。
2004-06-29 astro-ph
White dwarfs and Galactic dark matter
我们讨论了Oppenheimer等人（2001）最近发现的古老的冷白矮星，这可能是第一次直接探测到星系晕暗物质。我们认为，在这里的贡献，更平凡的白矮星的恒星晕和厚盘将有助于充分解释新的高速白矮星，而不调用假定的白矮星的暗晕。这并不排除暗物质已经被发现，但它确实限制了比M_V ~ 16亮的白矮星的总贡献，使其明显小于银河系暗物质的1%。这项工作证实了Reyle等人（2001）的类似研究。
2002-02-13 astro-ph
The Search for Brown Dwarfs around White Dwarfs
用红外线寻找附近白矮星的亚恒星伴星已经进行了十多年。最近的阶段是主要在斯图尔特天文台进行的广域自行搜索，我们在那里完成了J=18。早期阶段包括在IRTF和凯克天文台的近场搜索。在过去的一年里，我们发现了10个以前未被发现的微弱自行伴星。最近发现的大多数是白矮星和少数M矮星。GD 165 B是在1988年作为我们计划的一部分被发现的，它仍然是光谱类型晚于M的白矮星的唯一已知伴星。
2002-09-18 astro-ph
Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. II. Massive Planetary and Cold Brown Dwarf Companions to Young and Old Degenerates
本文介绍了一个灵敏和全面的IRAC 3-8 $μ$ m光度测量的白矮星的同伴在行星质量制度的温度低于已知的T矮星。搜索的重点是中等质量恒星的后代与$M\ga3$ $M_{\odot}$，其内部，几百个AU区域无法有效地探测大质量行星和棕矮星的任何替代现有的方法。此外，对中红外线过量的检查探索了广泛的轨道半长轴范围，包括在主序星或演化恒星上其他技术覆盖不好和不完全可及的5-50 AU中间范围。选择了三个代表相对年轻和较老恒星群体的白矮星样本：9个疏散星团白矮星，22个高质量场白矮星和17个富金属场白矮星。特别是，这些目标包括：7个Hyads和4个年龄相近的场白矮星; 1个Pleiad和19个年龄相近的场白矮星; van Maanen 2和16个年龄在1到7 Gyr之间的类似富含金属的白矮星。在任何恒星上都没有发现亚恒星伴星候选者。通过要求在4.5 $μ$ m处有15%的最小光度过量来指示伴星的探测，在行星质量状态的上限被建立在34个样本白矮星上，其中20个样本的极限低于10 $M_{\rm J}$。具体来说，所有的昴宿星和毕宿星白矮星，以及同样年轻的场白矮星，都建立了低于氘燃烧最小质量的限制，其中六颗的限制是5 $M_{\rm J}$或更低。vMa 2时的两个IRAC历元排除了1200 AU内的$T\ga200$ K自行伴星。
2008-05-13 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
SED Signatures of Jovian Planets Around White Dwarf Stars
研究了探测木星大小的行星绕白矮星运行的问题。显著的红外过度是由温暖的彗星在距离$\sim 10^3$白矮星半径（对应于$\sim 10^2$木星半径或十分之几个天文单位）的轨道上绕着一颗$T_{\rm eff}=10000$ K的白矮星运行，轨道周期为$\sim 100$天。这样一颗行星在其维恩峰处将有10微米的通量密度，这与白矮星在该波长处的辐射相当。虽然白矮星比行星热得多，但行星的亮度在红外线处达到峰值，正好进入白矮星的瑞利-金斯尾巴，加上木星比白矮星大10倍，所以与围绕主序列恒星的行星相比，行星与恒星的亮度对比度有很大的提高。在太阳附近，有51颗白矮星，距离太阳13 pc。在10 pc时，“暖”温度计（几百开尔文）的红外通量密度将落在10- 100微扬斯基范围内，这应该是用{ \it SIRTF}可观察到的。
2001-06-28 astro-ph
Cool white dwarfs : cooling theory and Galactic implications
本文综述了近年来在暗白矮星模型大气和内部结构方面的进展。我们导出了一个冷却理论，它说明了各种物理过程对冷白矮星的能量收支和冷却历史的影响。我们特别考虑结晶时化学分馏的影响。这个过程虽然释放出少量的能量，但对低光度阶段的白矮星的冷却时间有很大影响。这修改了有史以来观测到的最微弱的白矮星ESO 439-26的年龄，并对白矮星演化的银河系意义、银河系盘的年龄和对晕质量的预期贡献产生了重要影响。我们简要地考虑其余的主要不确定性白矮星冷却理论。
1997-05-09 astro-ph
Pure hydrogen atmosphere for very cool white dwarfs
在朝向大麦哲伦星系的视线中观测到的微透镜现象表明，银河系暗晕的质量中很大一部分可能是由白矮星组成的。此外，在几个球状星团的HR图中还观察到白矮星序列。由于Teff <4000 K时无法获得白矮星大气层，所以年龄大于~ 10 Gyr的白矮星的冷却时间尺度非常不确定。此外，通过直接观测来识别一颗白矮星的数量取决于对非常冷的白矮星的颜色和热辐射修正的了解。本文首次给出了Teff <4000 K的极冷氢白矮星的详细模型大气和光谱。我们包括了最新的氢的不透明度的描述和重要的是，我们在大气计算中引入了一个非理想状态方程。我们发现，由于H_2在红外波段的强吸收，非常老的白矮星在V、R和I波段最亮，并且我们证实，当它们冷却到Teff ~ 3500 K以下时，它们在大多数色指数上变得更蓝。
1998-12-04 astro-ph
Pulsating White Dwarfs in Cataclysmic Variables: The Marriage of ZZ Cet and Dwarf Nova
现在已知有四颗具有白矮星主色的矮新星，它们表现出在ZZ Cet恒星中看到的那种大振幅非径向振荡。我们比较这些恒星的属性，并指出，到年底的斯隆数字巡天应该知道30多个。
2003-10-02 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
A new magnetic white dwarf : PG2329+267
我们已经发现白矮星PG 2329+267是磁性的，假设它是一个中心偶极结构，其偶极磁场强度约为2.3 MG。这使它成为仅有的大约4%的孤立白矮星之一，具有可检测的磁场。线性塞曼分裂以及二次塞曼位移是明显的氢巴耳末序列和圆偏振光谱揭示了10%的圆偏振在两个位移西格玛组件的Halpha。通过与已知质量的白矮星光谱的比较，我们认为PG 2329+267比典型的孤立白矮星质量更大，这与磁性白矮星是由磁性化学特殊的Ap和Bp型主序星演化而来的假说是一致的。
1998-05-06 astro-ph
The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes
在银河系疏散星团中，与假设合理的初始质量函数和初始质量<= 8 M_sun的主序星成为白矮星的预期数量相比，明显缺乏白矮星。我们认为这种白矮星的缺乏至少部分是由于动力学过程。主序后演化过程中的非球对称质量损失将导致白矮星残骸的各向同性反冲速度为几km/s。这种反冲速度可以导致星团中形成的大部分白矮星离开星系。我们调查这个动力学过程进行高精度N体模拟的中等质量的疏散星团，在那里我们应用各向同性反冲速度的白矮星残余物。我们的模型表明，如果平均反冲速度超过星系团速度色散的两倍，几乎所有的白矮星都会从星系团中消失。
2003-08-14 astro-ph
HR2875: Spectroscopic discovery of the first B star + white dwarf binary
我们报告了在极紫外探测器（EUVE）的短波长光谱中发现的一颗未解析的热白矮星伴星，它是5等B5 Vp恒星HR 2875的伴星。这是第一次发现没有相互作用的白矮星$+$ B型双星;之前，已知最早有白矮星伴星的是天狼星（A1 V）。由于白矮星必须是从一个质量大于B5 V恒星（$\geq$ 6.0 M $_\odot$）的主序星祖先演化而来，这就为白矮星祖先的最大质量设定了一个下限，这对我们了解初末质量关系具有重要意义。假设大气成分为纯氢，我们将白矮星的温度限制在39,000 K到49,000 K之间。我们还认为，这种退化的恒星可能有质量显着大于平均质量的白矮星（$\approx$ 0.55 M $_\odot$）。最后，我们建议其他明亮的B星（例如\在ROSAT宽视场相机和EUVE的极紫外线调查中发现的$θ$ Hya）也可能隐藏着热的白矮星同伴。
1998-01-15 astro-ph
White Dwarf - Red Dwarf Systems Resolved with the Hubble Space Telescope: I. First Results
第一个结果提出了哈勃太空望远镜先进相机的调查快照研究白矮星与可能的红矮星同伴。到目前为止，在观测和分析的48个目标中，有27个完全或部分地被分解为两个或更多的组成部分，而另外15个系统几乎可以肯定是未解决的二进制。这些结果为至少含有一颗白矮星的双星系统中轨道间距的双峰分布提供了第一个直接的经验证据。
2006-06-14 astro-ph
White Dwarf Spectra and Atmosphere Models
我们描述了白矮星的光谱分类和一些重要的物理过程，他们的理解。在本文的主要部分，我们讨论了输入物理和计算方法的一个最广泛使用的恒星大气程序的白矮星。
2008-12-02 astro-ph
Cool White Dwarfs Identified in the Second Data Release of the UKIRT Infrared Deep Sky Survey
我们将UKIRT红外深空巡天大面积巡天的第二次数据发布与斯隆数字巡天的第五次数据发布配对，从测光和天体测量中确定了十个冷白矮星候选者。在这十颗中，有一颗以前被认为是非常冷的白矮星。我们已经使用北双子座上的GMOS-N摄谱仪获得了七个候选者的光谱，并确认了所有七个都是白矮星。我们的测光和天体测量表明，剩下的两个物体也是白矮星。测光和光谱的模型分析表明，七个新确认的白矮星和两个新的可能的白矮星的有效温度范围Teff = 5400-6600 K。我们对先前已知的白矮星的分析证实它是冷的，Teff = 3800 K。这颗矮星的冷却年龄为8.7 Gyr，而9颗~6000 K的白矮星的冷却年龄为1.8-3.6 Gyr。我们无法从现有的数据中确定白矮星的质量，因此我们无法限制白矮星的总年龄。样本中最冷的白矮星的冷却年龄很大，加上它的切向速度估计很低，这表明它是薄盘的一个老成员，或者是银河系厚盘的一个成员，年龄为10-11 Gyr。较温暖的白矮星似乎具有典型的厚盘甚至晕的速度;这些可能是非常古老的低质量恒星的残余，或者它们可能是相对年轻的薄盘天体，具有异常高的空间运动。
2008-10-22 astro-ph
Disks and Planets Around Massive White Dwarfs
我们预测在大质量白矮星周围存在尘埃盘和可能的CO行星。我们表明，从这些磁盘的热辐射应该是可检测的红外线。行星也可以通过直接红外成像，光谱学或使用白矮星的脉动来检测。
2005-08-31 astro-ph
The Lowest Mass White Dwarf
质量极低的白矮星是非常罕见的天体，可能形成于紧凑的双星系统中。我们提出的MMT光谱的42个低质量白矮星候选人偶然发现的超高速B型星的调查。其中一个天体SDSS J 0917 +46的Teff= 11，288 \pm 72 K，log g = 5.48 \pm 0.03;估计质量为0.17太阳质量，是目前已知的重力/质量最低的白矮星。然而，40个低质量的候选者是正常的DA白矮星，其SDSS g星等明显不准确。我们重新鉴定了以前在SDSS中发现的低质量白矮星候选者，并得出结论，有四个对象具有M < 0.2 M_太阳。这些白矮星中没有一颗显示出来自双星伴星的过量辐射，因此有必要进行径向速度搜索以限制看不见的伴星的性质。
2007-02-13 astro-ph
Spectropolarimetric Survey of Hydrogen-rich White Dwarf Stars
我们用塞曼偏振光谱仪对61颗南白矮星进行了观测，寻找磁场。我们的目标是获得这些天体的磁场分布，特别是找到磁场较弱的白矮星。我们发现一个可能的候选物（WD 0310-688）可能具有-6.1+/-2.2 kG的弱磁场。接下来，我们确定的分数和分布的磁性白矮星在太阳附近，并调查发现更多的这些对象的基础上，目前的发病率的磁性白矮星在20 pc的太阳。我们还分析了白矮星的光谱，得到了有效温度和表面引力。
2006-09-11 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
Can a Very Low-Luminosity and Cold White Dwarf be a Self-gravitating Bose Condensed System
提出了一个关于白矮星结构和冷却机制的全新模型。我们已经论证了白矮星的大部分成分--带正电的离子是玻色子，在内部极端的物理条件（密度和温度）下，有可能发生带电玻色气体的凝聚。我们试图证明冷白矮星是一个自引力带电玻色凝聚系统。
2000-08-30 astro-ph
Probing white dwarf interiors with LISA: periastron precession in double white dwarfs
在球状星团中，动力学相互作用产生了一群偏心的双白矮星，可以被激光干涉仪空间天线（LISA）探测到，直到大麦云云。在这封信中，我们探讨了在这些系统与LISA的近星点岁差的可探测性。与以往的调查，我们认为由于潮汐和旋转扭曲的二进制组件的贡献，除了广义相对论贡献的近星点岁差。在几兆赫以上的轨道频率上，我们发现潮汐和恒星自转占主导地位，为研究白矮星的内部和结构打开了一个可能独特的窗口。
2008-01-17 astro-ph gr-qc
