Gravitational waves from double white dwarfs
双白矮星可能是OMEGA和LISA等天基引力波探测器的重要来源。我们利用粒子数合成方法预测了银河系中双白矮星的当前粒子数以及由此产生的引力波。我们模拟了积分时间为10^6 s的观测的详细功率谱。在低于~3 mHz的频率下，混淆有限噪声占主导地位。在更高的频率下，几千个双白矮星被单独分辨出来。在我们的计算中，包括含有中子星和黑洞的致密双星，产生了另外几百个可分辨的双星和几十个可以在低频下检测到的双白矮星噪声。我们发现一颗白矮星将物质转移到另一颗白矮星的双星是罕见的，因此对于引力波探测器来说并不重要。我们讨论了不确定性，并与其他作者的结果进行比较。
1999-03-17 astro-ph
Cool Companions to White Dwarfs from the 2MASS Second Incremental Data Release
我们目前的近红外星等的所有白矮星（从McCook & Sion的目录中选择）包含在2微米全天巡天第二次增量数据发布（2 MASS 2 IDR）。我们表明，近红外色色图是一种有效的手段，识别候选双星包含WD和低质量主序星。单颗WD和WD +红矮星双星的轨迹在近红外色-色图上占有不同的区域。我们恢复了位于2 IDR天空覆盖范围内的所有已知未解决的WD +红矮星双星，并确定了许多新的候选双星（95个新候选双星中的47个）。利用WD和M-L矮星的近红外观测数据，我们将模拟的WD +红矮星双星样本与我们的2 MASS数据进行了比较。模拟双星的颜色主要是由低质量的同伴通过晚M早L光谱类型。然而，随着伴星的光谱类型逐渐变晚，未解析的联星的颜色逐渐变蓝。包含最低质量伴星的双星将很难仅仅根据它们的近红外颜色与单个WD区分开来。
2002-12-06 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
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
A 150MG magnetic white dwarf in the cataclysmic variable RX J1554.2+2721
我们报告的检测塞曼分裂Lalpha吸收π和西格玛+线的远紫外哈勃太空望远镜/空间望远镜成像光谱仪光谱的磁激变变量RX J1554.2+2721。用磁白矮星模型谱拟合STIS数据，得到B~ 144 MG的场强和17000 K <Teff<23000 K的有效温度。这个测量结果使得RX J1554.2+2721成为第三个包含磁场超过100 MG的白矮星的激变变星。与其他高场极性AR UMa类似，RX J1554.2+2721经常处于微弱的质量转移状态，这表明相当数量的高场极性可能仍然未被发现。
2004-08-17 astro-ph
Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093
早在40多年前就有人预测，最冷的白矮星的核心最终会结晶。这种效应是白矮星冷却模型中最大的不确定性来源之一，该模型现在通常用于估计银河系盘和晕中恒星星族的年龄。我们正试图通过对脉动白矮星的观测来校准模型，从而将这种不确定性的来源降到最低。在一个典型的质量白矮星模型中，结晶直到表面温度达到6000-8000 K才开始。在质量更大的白矮星模型中，这种效应开始于更高的表面温度，在鲸鱼座ZZ（DAV）恒星中观察到脉动。我们利用观测到的BPM 37093的脉动周期，目前已知的最大质量的DAV白矮星，探测内部，并确定经验的结晶核心的大小。我们对模型的初步探索强烈表明存在一个包含约90%恒星质量的固体核心，这与我们的理论预期一致。
2004-03-09 astro-ph
Zeeman tomography of magnetic white dwarfs, I. Reconstruction of the field geometry from synthetic spectra
我们计算了磁场强度在10 - 200 MG之间，有效温度在8000 - 40000 K之间的磁性白矮星的光学塞曼谱。他们形成了一个数据库，其中包含20628套通量和圆偏振光谱。基于进化策略的最小二乘优化代码可以从旋转磁白矮星的相位分辨合成塞曼谱中恢复相对复杂的磁场拓扑结构。我们认为偶极和四极组件是不对齐和偏移的中心。该模型的几何形状包括一个单一的高场点和两个点分开约恒星。90度恢复的场结构的精度随着输入光谱的信噪比而增加，并且如果除了通量谱之外还包括圆偏振谱，则该精度显著提高。我们将讨论到目前为止提出的策略，以解开磁场的白矮星的几何形状。
2002-05-21 astro-ph
Cool helium-rich white dwarfs from the Hamburg/ESO Survey
我们对汉堡/ESO巡天中发现的40颗冷富氦白矮星进行了分析。它们之所以被选中进行后续光谱学研究，是因为它们的U-B色低于-0.18，没有强吸收线，并且具有类似于类星体的连续体形状。单个恒星的有效温度是通过拟合接近纯氦和少量氢混合物的模型大气来确定的。作为选择标准的结果，除了一个样本星之外，所有样本星的Teff都低于20000 K。四颗恒星在光谱中清楚地显示出氦和氢的谱线。在另外三个的光谱中，可以检测到氦，氢和金属线。对于这些恒星，氢和金属的丰度也通过拟合含有这些元素的适当模型大气来确定。七颗样本恒星很可能有富氦的大气层，但没有显示任何氦线。它们要么具有无特征的光谱，要么显示钙线。
2000-10-16 astro-ph
Compact binaries in globular clusters
在致密恒星系统中，恒星之间频繁的动力学相互作用对致密双星的形成和演化起着至关重要的作用。我们研究这些过程中使用一种新的方法相结合的国家的最先进的二进制人口合成代码与一个简单的处理致密星团核心的动力学相互作用。在这里，我们集中在动力学和演化过程中导致形成的致密双星包含白矮星在密集的球状星团。我们证明，动力学可以增加2 - 100倍的生产率的有趣的二进制文件，如激变变量，"nonflickerers“（他白矮星与较重的黑暗同伴），合并白矮星二进制文件的总质量以上的Erasekhar限制，和白矮星二进制文件发射引力波在LISA波段。
2004-02-23 astro-ph
Detection of compact objects by means of gravitational lensing in binary systems
本文研究了含有两个致密天体的双星系统的光的引力放大率：白矮星，一个白矮星和一个中子星或一个白矮星和一个黑洞。通过解析近似和数值计算，建立了由这种效应引起的白矮星耀斑的光变曲线。我们估计这些事件在我们的银河系中检测到不同类型的双星的概率，并表明，引力透镜提供了一个工具，用于检测这样的系统。我们建议使用斯隆数字巡天（SDSS）的设施来搜索这些耀斑。在这种方案中，有可能在5年内探测几十个紧凑的物体对。这个程序显然是探测具有开放事件视界的恒星质量黑洞的最佳方法。
2002-09-09 astro-ph
Gravitational lensing in eclipsing binary stars
我认为光的引力偏转对食双星的光变曲线的影响，主要集中在至少包含一个白矮星组成部分的系统上。从绝对意义上说，这种影响很小，但在二次日食时，当白矮星经过它的伴星时，这种影响最强，并减少了这一特征的深度。如果不考虑，这可能会导致低估白矮星的半径相比，它的同伴。我表明，效果是显着的合理的二进制参数，它导致约25%的减少在系统KPD 1930+2752的过境深度。食深的减少是退化的恒星半径比，因此不能用来建立透镜的存在。光弯曲的第二阶效应是使二次日食相对于一次日食的入口和出口特征变陡，尽管在实践中很难看到这一点。我也考虑包含中子星和黑洞的双星。我的结论是，虽然相对较大的影响是可能的，在这样的系统中，罕见的组合，模糊和内在的可变性使得它不太可能，透镜将在他们检测。
2000-12-18 astro-ph
Simulating Black Hole White Dwarf Encounters
潜伏在星系中心的超大质量黑洞和含有几个太阳质量的黑洞的恒星双星系统的存在已经确定无疑。近年来，球状星团中可能存在中等质量黑洞（$\sim 1000$ \msun）的观点越来越受到人们的信任，但还没有确凿的证据。这一假说的一个吸引人的特点是不仅有可能破坏太阳型恒星，而且还有可能破坏紧凑的白矮星。在近距离碰撞中，白矮星可以被充分压缩而发生热核爆炸。探测到伴随着柔和的瞬态X射线信号的暗热核爆炸，将是星团中存在中等质量黑洞的令人信服的证据。在本文中，我们专注于用于模拟整个中断过程的数值技术，从初始的抛物线轨道，在潮汐压缩过程中的核能释放，随后喷出的新鲜合成的材料和吸积盘周围的黑洞的形成过程。
2008-01-17 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries in globular clusters: I.Binaries with white dwarfs
本文是系列文章的第一篇，我们研究了致密球状星团中包含白矮星的致密双星形成的恒星动力学和演化过程。我们研究的过程导致创建的X射线双星，如激变变量和AM CVn系统。使用数值模拟，我们确定了占主导地位的形成渠道，我们预测的预期数量和可检测系统的特点，强调如何集群源不同的领域人口。我们探讨集群属性的形成率的依赖，我们特别解释了为什么灾难变量的分布只有一个弱的集群密度的依赖。我们还讨论了球状星团中矮新星爆发的频率及其与中等强度白矮星磁场的关系。我们研究Ia型超新星的速率通过单和双退化通道在集群中，我们认为，这些速率可能有助于总SN Ia率在椭圆星系。考虑到合并白矮星双星，我们讨论了可能的限制，其祖先的共同信封演变，我们得到的LISA的引力波探测的理论期望。
2006-04-04 astro-ph
Compact Binary Mergers and Accretion-Induced Collapse: Event Rates
本文简要回顾了双星系统作为LIGO和LISA引力波发射源的问题。特别是我审查目前的估计相关的银河系事件率和预期的检测率的影响。我讨论的估计（一）合并的密切双星包含中子星或黑洞，（二）白矮星通过吸积诱导坍缩成中子星，（三）分离，但密切的双星包含两个白矮星。估计的相关不确定性和鲁棒性以及获得保守上限的方法都得到了解决。
1999-11-30 astro-ph gr-qc
Interacting X-ray Binaries in Globular Clusters: 47Tuc vs. NGC 6397
我们对47 Tuc的深Chandra曝光和对NGC 6397的中等曝光揭示了球状星团中相互作用X射线双星的大量新现象。在这篇（后期）综述中，我总结了最近和正在进行的对毫秒双星、包含白矮星和中子星的致密双星以及两个球状星团中的色球活动双星的分析。光谱变异性分析使新的见解源属性和演化历史。这些二元种群，现在是如此“容易”可见，足够大，它们的属性和空间分布揭示了紧凑的物体形成和二元相互作用的新线索。相对于白矮星，在47 Tuc和NGC 6397中，中子星显得过多。包含中子星的IXB（即，MSPs和qLMXBs），作为最大质量和最古老的致密双星样本，可能在47Tuc中追踪到原星团盘，而致密双星可能在NGC 6397最近的核心坍缩期间优先沿着星团旋转赤道喷出。
2005-12-30 astro-ph
Probing the core and envelope structure of DBV white dwarfs
我们研究了DBV白矮星模型的全球脉动特性，该模型包括从随时间变化的扩散计算预期的双层包络结构，以及从先前的核燃烧预期的非均匀C/O核心。我们将这些模型与包含纯C核心的其他相同模型进行比较，以确定添加核心结构是否会导致任何显着的改进。我们的双层包络模型适合GD 358，包括一个可调的C/O核心，明显优于我们的纯C核心适合（7西格玛改进）。我们发现一个相当的改善，从适合第二DBV星，CBS 114，虽然衍生参数的值可能更难调和与恒星演化理论。我们发现，我们的模型是系统性地冷却1,900 K相对于Fontaine & Escherard（2002）的类似模型。尽管与他们的模型拟合几乎精确地再现了质量和包络结构，但我们无法再现他们与GD 358拟合的绝对质量。这两个模型所采用的本构物理之间的差异可以解释温度偏移和周期残差。
2003-08-05 astro-ph
Cool Companions to White Dwarf Stars from the Two Micron All Sky Survey All Sky Data Release
我们目前的高潮，我们的光学光谱确定的白矮星从McCook & Sion目录，进行测光数据从两微米全天巡天最终全天数据发布的近红外线调查。颜色选择技术，它确定候选双星包含一个白矮星和低质量恒星（或亚恒星）的同伴通过其独特的轨迹在近红外色-色图，被证明是简单的应用和产生的候选人具有较高的后续确认率。我们恢复105确认二进制，并确定28个公司的候选人（其中20个是新的这项工作）和21个暂定候选人（其中17个是新的这项工作）从2 MASS数据。我们调查中只有少数候选者可能具有晚于M5的伴随光谱类型，其中没有一个是明显的L型（即，潜在的褐矮星）伴星。只探测到一颗先前已知的WD +棕矮星联星。这一结果在2 MASS探测极限的背景下进行了讨论，以及其他最近的观测调查表明，具有极端质量比的双星的形成率（或生存率）非常低。
2007-02-28 astro-ph
A Massive White Dwarf Companion to the Eccentric Binary Pulsar System PSR B2303+46
在紧密的偏心双星系统中的脉冲星通常被认为有另一颗中子星作为伴星。这些双中子星双星已被证明是实验广义相对论的最佳实验室，也是引力波干涉仪最安全的候选者。我们提出了深B，V和R图像的领域包含偏心脉冲双星系统PSR B2303+46。我们发现一个微弱的蓝色物体（B=26.60+/-0.09;（B-R）_0=-0.4+/-0.2）与计时位置一致。我们认为这个天体是PSR B2303+46系统的光学对应物。它的对应物太亮，无法反射来自脉冲星或中子星伴星的辐射。PSR B2303+46的伴星很可能不是一颗中子星，而是一颗大质量的白矮星。我们发现，观测结果与一颗热的白矮星伴星（T_eff>~5*10^4 K）相一致，它的冷却年龄等于脉冲星的特征年龄（t_cool~ 3000万年），质量在定时观测设定的范围内，质量为1.2<M_C<1.4 M_sun。由于轨道偏心，白矮星一定是在中子星之前形成的，它最初是双星中质量更大的恒星。由于质量转移，原本质量较小的恒星可能变得足够大，以超新星爆炸结束其生命，形成射电脉冲星。我们将脉冲星的质量限制在1.24<M_psr<1.44 M_sun的范围内。
1999-02-23 astro-ph
On type Ia supernovae and the formation of single low-mass white dwarfs
关于Ia型超新星（SNe Ia）的前身仍然存在相当大的争论。同样地，对于质量小于0.5兆太阳的单个白矮星如何在磁场中形成也没有达成一致，尽管它们是已知存在的。我们考虑是否单一的低质量白矮星（LMWD）可能已经形成的双星系统中，他们的同伴已经爆炸作为一个超新星Ia。在这个模型中，观测到的单个LMWD是巨分支供体星的残余物，其外壳已被超新星爆炸剥离。我们调查可能的残余超新星Ia，包括爆炸的影响，对信封的捐助明星。我们还使用进化的参数来研究单个LMWD的替代形成通道。此外，我们还计算了Ia超新星潜在遗迹的预期运动学。Ia型超新星在巨分支供体星的系统中自然可以解释单个LMWD的产生。似乎很难用任何其他形成机制来解释观测结果，特别是对于那些质量小于~0.4 Msun的单个LMWD。独立于这些结果，我们发现，一个潜在的有用的人口含有单一的LMWDs的运动学与我们的模型是一致的。研究残余白矮星的运动学似乎是研究超新星Ia祖先的一种有前途的方法。单LMWD的存在似乎构成了在具有红巨星供体星的双星系统中产生Ia超新星的证据。其他具有更高空间速度的单个白矮星支持了第二个可能占主导地位的Ia超新星祖先群体，其中包含爆炸时的主序星或次巨星供体星。逃逸星LP 400 -22和US 708表明，在施主星是热亚矮星的系统中，某些Ia型超新星可能存在第三个形成通道。
2008-11-17 astro-ph
Common Envelope Evolution Redux
在动力学时间尺度的质量交换中，当一颗施主星的包层吞没了一颗密度更大的伴星，施主星的核心加上密度更大的伴星螺旋向内穿过这个耗散的包层时，就会形成共同的包层。正如Paczynski和Ostriker所设想的，这个过程一定是产生具有简并成分的短周期双星的原因，事实上，它已经被证明能够解释包含一个白矮星成分的短周期双星。然而，试图重建近距离双星白矮星的演化历史已被证明是更有问题的，并指出需要加强系统的质量损失，无论是在关闭的第一个，缓慢的插曲质量转移，产生了第一个白矮星，或在分离阶段之前的最后，共同的信封插曲。长周期相互作用的双星与大质量的白矮星，如经常性的新星T CrB和RS Oph的生存，也提出了简单的能量治疗共同的信封演变的解释困难。它们的存在意味着，主要条款是从通常的配方共同包络演变的能量预算失踪。最合理的缺失能量项是在共同包络中复合释放的能量，实际上，一个简单的重新表述明确包括复合的能量预算解决了这个问题。
2007-04-02 astro-ph
The Post-Common Envelope and Pre-Cataclysmic Binary PG 1224+309
我们对PG 1224+309进行了广泛的光谱和光度观测，PG 1224+309是一个包含DA白矮星主星和M4+主星的近距离双星。由于M星受到热白矮星的照射，H α线处于发射状态，并且可以看到围绕轨道变化。由H α线的径向速度，我们得到周期P = 0.258689 +/- 0.000004天，半振幅K_H α = 160 +/- 8 km/s。我们估计修正量Delta_K = 21 +/- 2 km/s，其中K_M = K_H α + Delta_K。白矮星的径向速度变化显示出K_WD = 112 +/- 14 km/s的半振幅。白矮星的蓝色光谱与T_eff = 29，300 K和log（g）= 7.38的合成光谱非常吻合。白矮星贡献了4500埃的97%的光，几乎所有的3800埃的蓝光。没有观察到日食。白矮星的质量取决于薄的剩余氢包层的假设质量：0 < M_H <4.0 E-4太阳质量的氢包层质量为0.40 < M_WD < 0.45太阳质量。我们认为，白矮星的质量更接近0.45太阳质量，因此，它似乎是白矮星有一个相对较大的残余氢信封。M星的质量是M_M = 0.28 +/- 0.05太阳质量，倾角是i = 77 +/- 7度。我们简要地讨论了PG 1224+309如何可能被用来约束密近双星演化的理论，以及PG 1224+309本身的过去和未来的历史。这颗恒星既是一颗“后共轨”恒星，…
1998-11-24 astro-ph
ULTRACAM observations of two accreting white dwarf pulsators
在本文中，我们提出了高时间分辨率的观测GW天秤座和SDSS J161033.64-010223.3 -两个激变变量，这表明周期性变化归因于非径向脉动的白矮星。我们观察到这两个系统在其静止状态，并检测到强烈的脉动模式，以前的作者报告。GW Lib中进一步周期性的识别受到源的吸积驱动的闪烁的限制，但在SDSS 1610的情况下，我们确定了几个额外的低振幅周期性。在SDSS 1610的情况下，有证据表明两个主要信号具有不同的颜色依赖性，表明它们可能是不同的球谐模式。我们还观察了GW Lib在2007年矮新星爆发后的几个时期：第一次在这样的状态下观察到包含脉动白矮星的矮新星。我们没有观察到任何周期性，这表明白矮星的加热要么完全关闭了脉动，要么将它们的相对振幅降低到无法检测的程度。在爆发后11个月的进一步观测仍然没有显示出以前观察到的脉动模式，但确实显示出两个新的周期信号的出现。除了WD脉动，我们的观测GW Libin静止显示了一个更大的振幅调制的光度约2.1小时的周期。这在以前已经被观察到了，但它的起源并不清楚：它与轨道周期无关。我们发现这种调制在我们的观测过程中在相位和/或周期上发生变化。我们的数据支持的结论，这是一个吸积相关的现象，起源于吸积盘。
2008-10-30 astro-ph
Why there are no jets from cataclysmic variable stars
我们认为，最近的热模型的年轻恒星物体的喷气发动机，当应用到系统包含盘吸积白矮星自然解释，否则令人惊讶的没有喷流在激变变星。热发射是可能的，当吸积材料强烈冲击由于大梯度的物理量在边界层（或在内部边界的截断盘），然后冷却的时间尺度长于其喷出时间从磁盘。在我们的理论框架中，磁场很弱，只起到在离源很远的地方使外流加速的作用，或者引发激波，而不是作为喷流驱动剂。利用激波形成和物质抛射的判据，我们发现吸积白矮星的质量吸积速率约为10^{-6} Mo/y，这解释了激变变星中没有喷流，而在其它白矮星吸积系统中（如超软X射线源、共生星和经典新星）却存在喷流的原因.
2004-10-03 astro-ph
The absence of jets in cataclysmic variable stars
我们表明，最近开发的热模型，成功地描述了如何推出年轻的恒星物体的喷气机，当应用到系统中包含盘吸积白矮星自然解释，否则令人惊讶的没有在激变变星的喷气机。我们的主要论点使用的热模型的关键要素，即吸积的材料是强烈的冲击，由于大梯度的物理量的边界层，然后冷却的时间尺度长于其喷出的时间从磁盘。在我们的设想中，磁场很弱，只起到在离源很远的地方使外流加速的作用，或者引发激波，而不是作为喷流驱动剂。在该模型中使用两个标准，对于激波的形成和对于质量的喷射，我们发现质量吸积率，高于该质量吸积率，喷流可以从年轻的恒星物体和白矮星周围的吸积盘吹出。我们发现年轻天体和白矮星的吸积质量速率分别为~10^{-7} Mo/yr和~10^{-6} Mo/yr。考虑到模型的不确定性，这些限值可能会高估临界值约10倍。
2004-04-14 astro-ph
On the nature of Be/X-ray binaries
有人认为大多数Be/X射线双星都是低X射线光度的天体，包含白矮星（Chevalier & Ilovaisky 1998）。我们表明，现有的证据表明，所有已知的Be/X射线双星是相对明亮的X射线源包含中子星，这组的光谱分布有很大的不同，孤立的Be星。我们认为，这些系统的不同X射线性质可以用中子星轨道的大小来解释。具有接近轨道的系统是明亮的瞬变现象，由于离心吸积的抑制作用，没有静态发射。具有宽轨道的系统是持久的源，不会显示大的爆发。具有中间轨道的系统呈现两种行为的混合。
1998-07-15 astro-ph
The Origin of Soft X-rays in DQ Herculis
武仙座DQ（1934年的武仙座新星）是一颗包含有磁性白矮星主星的激变变星。吸积盘被认为在所有轨道相位上都阻挡了我们对白矮星的视线，这是由于它极端的倾角。然而，用ROSAT PSPC从DQ Her探测到了软X射线。为了探索这些软X射线的起源，我们进行了钱德拉ACIS观测。我们确认DQ Her是X射线源。大部分X射线来自点状源，并呈现出浅偏食。我们认为这是由于看不见的中心X射线源的散射，可能是在一个吸积盘风。与此同时，我们观察到DQ Her周围的弱扩展X射线特征，我们将其解释为新星壳中的X射线发射结。
2003-05-08 astro-ph
