White Dwarf Mass Distribution in the SDSS
我们确定了7167 DA和507 DB白矮星的质量，这些白矮星在斯隆数字巡天（SDSS）的第四次数据发布中被归类为单个和非磁性。我们得到了修订的Teff和log g测定最大质量的恒星拟合的SDSS光谱与合成光谱网格来自模型大气延伸到log g=10.0。我们还从进化模型中计算半径，并为我们的DA和DB样品创建体积校正质量分布。亮度大于g=19、温度大于Teff= 12000 K的DA星的平均质量为M（DA）= 0.593+/-0.016M（太阳）。对于150个比g=19更亮、比Teff= 16000 K更热的DBs，我们发现M（DB）=0.711+/-0.009 M（Sun）。看来DB白矮星的平均质量可能比DA大得多。我们还报告了迄今发现的质量最高的白矮星，高达1.33 M（太阳）。
2007-01-17 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
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
The True Incidence of Magnetism among Field White Dwarfs
我们研究了三个大的和良好的观测样本的热，冷，和附近的白矮星的白矮星的磁性的发病率，以测试是否磁简并的分数是有偏见的，以及它是否随有效温度，冷却年龄，或距离。对于贝杰隆、鲁伊斯和莱格特的冷样本以及当地白矮星的霍尔伯格、奥斯瓦尔特和西昂样本来说，磁性分数要高得多，而对于帕洛马尔格林巡天中普遍较热的白矮星来说，磁性分数要高得多。我们发现，在这次调查中的磁白矮星的平均质量是0.93太阳质量或更多，所以可能有一个强烈的偏见，对他们的选择在星等有限的帕洛玛绿色调查。我们认为，这种偏见是不是很重要的冷和附近的白矮星的样本。然而，这种偏差可能无法解释这些样品的磁性分数的所有差异。目前还不清楚，在冷的和本地的样本中的磁性白矮星是从相同的人口作为较热的PG星。特别是，两个或三个冷样本是未解析双星系统中的低质量白矮星。此外，有一个建议，从当地的样本，分数的入射率可能会随着温度，光度，和/或冷却年龄的降低而增加。总体而言，2兆高斯或更高水平的磁性的真实发生率至少为10%，并且可能更高。能够检测低至10千高斯的较低场强的有限研究暗示总分数可能大大高于10%。
2002-10-15 astro-ph
The Hottest Horizontal-Branch Stars in omega Centauri - Late Hot Flasher vs. Helium Enrichment
对一些大质量球状星团的紫外线观测发现，在水平分支（HB）的热端下方有大量非常热的恒星，即所谓的蓝钩星。这一特征可能被解释为后期热闪情景的结果，即恒星在白矮星冷却曲线上经历氦闪，或者被最近假设存在于某些星团中的富氦子种群的后代所解释。使用LTE和非LTE模型大气分析了欧米茄Cen蓝色HB热端恒星的中等高分辨率光谱的大气参数和丰度。在30，000 K到50，000 K的温度范围内，我们发现35%的恒星是贫氦的（log（n_He/n_H）< -2），51%的恒星的太阳氦丰度在3倍以内（-1.5 <= log（n_He/n_H）<= -0.5），14%的恒星是富氦的（log（n_He/n_H）> -0.4）。我们还发现碳富集与氦富集同步，最大碳富集为3质量%。至少有14%的半人马座最热的HB星的氦丰度远高于氦富集情景的最高预测值（Y = 0.42对应于log（n_He/n_H）~ -0.74）。此外，最富氦的恒星显示出强烈的碳富集，正如后期热闪光情景所预测的那样。我们的结论是，富含氦的HB星在欧米茄Cen不能被解释的氦富集的情况下调用来解释蓝色的主序列。（节录）
2007-09-18 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
FUSE observations of hot white dwarfs
我们分析了六颗热白矮星的FUSE观测：四颗T_eff >= 45000 K的DA白矮星，DAO Feige 55（T_eff = 55000 K）和DACD-38 10980（T_eff = 24000 K）。在五个较热的天体中，大多数都可以观察到来自SiIV、PV和SVI的光球线。Feige 55还显示了其他几个较重的元素。测得的丰度仅部分符合辐射悬浮理论的预测。我们把这归因于目前模型的局限性和可能存在的质量损失。在CD-38 10980的光谱中，我们观察到了L β的准分子卫星。这证实了关于这些特征可见范围的理论预测。
2001-05-02 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
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
Soft X-ray Spectroscopy of the Hot DA White Dwarf LB1919 and the PG1159 Star PG1520+525
我们在钱德拉天文台用低能透射光栅对两颗热白矮星进行了软X射线光谱测量。第一个目标是热的DA白矮星LB 1919（Teff=69000 K）。这颗恒星是一小群热DA的代表，其金属丰度远低于辐射悬浮理论的预测。钱德拉光谱显示了丰富的吸收线光谱，这可能会让找到这些DA的低金属量的性质的起源。第二个目标是PG 1520 +525，一颗非常热的非脉动恒星PG 1159。我们发现，它是热的（Teff=150 000 K）比脉动原型PG 1159 -035（Teff=140 000），并得出结论，这两颗恒星限制的GW Vir不稳定带的蓝色边缘。
2006-09-30 astro-ph
White Dwarfs in GALEX Survey
我们将2dF类星体红移巡天（2QZ）白矮星星表与GALEX第二次数据发布和斯隆数字巡天（SDSS）第五次数据发布进行了交叉相关，获得了大约700个天体的紫外测光（FUV，NUV）和大约800个天体的光学测光（ugriz）。我们已经比较了光学紫外线的颜色合成白矮星的颜色，以获得温度估计约250这些对象。这些白矮星的有效温度范围从10 000 K（冷却年龄约为1吉）到约40 000 K（冷却年龄约为3万年），其中少数白矮星的温度甚至更高。我们发现，区分白矮星从其他恒星光度类的光学和紫外线的颜色是必要的，特别是对于较热的对象，有污染的B和O主序星。利用这个样本，我们建立了M_V < 12等的DA白矮星的光度函数。
2007-02-15 astro-ph
A Far Ultraviolet Study of the Hot White Dwarf in the Dwarf Nova WW Ceti
我们提出了一个综合的光谱分析IUE档案和FUSE FUV光谱的奇特矮新星WW鲸鱼座。在鲸鱼座WW的静止期，一个Twd=26，000 K的白矮星可以解释FUV通量，并给出适当的距离。然而，与观测结果最吻合的是一个双温白矮星模型，其中一个较冷的白矮星在Twd=25，000 K时提供了75%的FUV通量，而一个较热的区域（吸积带或光学厚盘环）在T=40，000 K时提供了25%的通量。我们从FUSE光谱中发现，白矮星以投影旋转速度Vsin {i} = 600 km/s旋转。我们的温度结果提供了一个额外的数据点，在分布的Twd与轨道周期以上的CV周期的差距，很少Twds可用。
2006-02-06 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
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
Helium white dwarf in PSR J0751+1807; too cool, in PSR J1012+5307; too hot?
讨论了短轨道周期毫秒双星PSR J 0751 +1807和PSR J 1012 +5307中低质量氦核白矮星的冷却历史。Alberts等人估计的修正冷却年龄与PSR J1012+5307的年龄估计一致，消除了自旋下降年龄和冷却年龄之间的差异。然而，如果我们接受这个模型，那么脉冲双星系统PSR J 0751 +1807中的氦白矮星一定比观测到的要热得多。我们认为，这种差异可能会得到解决，如果在PSR J 0751 +1807中的二级恒星从其罗氏瓣脱离后，恒星由于脉冲星照射而失去了氢包层。当氢燃烧停止时，白矮星的冷却速度将比氢燃烧外壳的厚氢包层快得多。我们讨论了几种可能性来解释两个系统中白矮星不同的冷却历史。
2000-10-11 astro-ph
An asteroseismic test of diffusion theory in white dwarfs
氦大气层（DB）白矮星通常被认为是较热的PG 1159恒星的后代，这些恒星最初具有均匀的He/C/O大气。在这个演化的场景中，扩散建立了一个纯He表面层，随着恒星冷却而逐渐变厚。在脉动DB白矮星的温度范围内（T_eff ~ 25，000 K），这种转变仍然在发生，这使得该理论可以进行星震测试。我们已经获得了脉动DB星CBS 114的双站点观测结果，以补充现有的稍冷恒星GD 358的观测结果。我们恢复了先前已知的7个独立的脉动模式，并发现了4个新的模式，以提供对模型的额外约束。我们进行客观的全球拟合我们更新的双层包络模型的两组观测，导致确定的包络群众和纯He表面层，定性地同意扩散理论的期望。这些结果提供了新的星震证据，支持光谱演化理论的核心假设之一，将DB白矮星与PG 1159恒星联系起来。
2005-02-07 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
An Asteroseismic Test of Diffusion Theory
氦大气层（DB）白矮星通常被认为是较热的PG 1159恒星的后代，这些恒星最初具有均匀的He/C/O大气。在这个演化的场景中，扩散建立了一个纯He表面层，随着恒星冷却而逐渐变厚。在脉动DB白矮星的温度范围内（T_eff ~ 25，000 K），这种转变仍然在发生，这使得该理论可以进行星震测试。我们更新的双层包络模型最近的脉动DB星CBS 114的观测，以及现有的观测稍冷的恒星GD 358的客观全球拟合，导致包络质量和纯He表面层的定性与扩散理论的预期一致的确定。这些结果提供了新的星震证据，支持光谱演化理论的核心假设之一，将DB白矮星与PG 1159恒星联系起来。
2005-09-14 astro-ph
Spectroscopic Analyses of the "Blue Hook" Stars in omega Centauri: A Test of the Late Hot Flasher Scenario
在球状星团中，半人马座ω包含了已知数量最多的极热水平分支（HB）恒星。最近的紫外线观测（Whitney等人，1998年; D 'Cruz等人，2000年）表明，在零年龄水平分支（"蓝钩“星）以下存在大量的热星，这不能用典型的恒星演化来解释。在红巨星分支上遭受异常大的质量损失，从而在白矮星冷却曲线下降时经历氦核闪光的恒星可以居住在这个区域。理论预测，这些“后期热闪光”应该比最热的标准HB星显示出更高的温度，并且应该有富含氦和碳的大气。我们获得并分析了蓝钩星样本的中分辨率光谱，以获得它们的大气参数。蓝钩星确实比经典的极端HB星更热（Teff > 35，000 K），也更富氦。此外，我们发现一个大的增强的碳丰度相对于集群丰度的迹象。
2002-09-02 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
Hubble Space Telescope Spectroscopy of V471 Tauri: Oversized K Star, Paradoxical White Dwarf
我们使用HST上的GHRS获得了毕宿星团中短周期食DA+dK2前激变双星V471 Tauri的热白矮星（WD）分量的莱曼α光谱。WD的径向速度，结合地面测量的dK速度，日食时间，并确定dK星的旋转速度，产生动力学质量的组件M（WD）=0.84和M（dK）=0.93 Msun。Ly-alpha剖面的模型-大气拟合提供了WD的有效温度（34，500 K）和表面重力（log g=8.3）。dK分量的半径比相同质量的正常毕宿矮星的半径大18%。这种膨胀是由于恒星表面被星点广泛覆盖，导致恒星膨胀。WD的半径，从辐射分析和月食入口时间确定，是0.0107 Rsun。恒星在M-R平面上的位置完全符合简并CO WD的理论。WD的高温和质量呈现出一个进化悖论：WD是毕宿星团中已知最大的，但也是最热和最年轻的。我们认为，解释是，WD确实是非常年轻的，是由一个蓝色的离散者和一个更遥远的dK同伴组成的三元组的后裔。我们估计，共同的包络线效率参数，α_CE，是为了0.3-1.0，在最近的流体动力学模拟的良好协议。
2001-08-23 astro-ph
Two SMC Symbiotic stars undergoing steady hydrogen burning
小麦哲伦星云（SMC）中的两颗共生星Lin 358和SMC 3已经成为超软X射线源（SSS）超过10年。我们拟合大气和星云模型，以获得在不同时期的X射线，光学和紫外光谱。X射线光谱非常柔和，似乎是由白矮星的大气层发出的，而不是像其他共生体那样由星云发出的。SMC 3的白矮星是两个源中最热的一个，在12年的不同时期有一个恒定的有效温度~ 500，000 K。在过去的50年里，尽管对SMC进行了持续的光学监测，但没有记录到这些系统的新星样爆发，也没有迹象表明白矮星在热核闪光后会冷却。2003年3月该系统的辐射热光度比三年后低一个数量级以上，但观测时间与先前在ROSAT和光学观测中发现的白矮星的日偏食一致。红巨星风要么是非常不对称的，要么是非常密集的。1993年以来，Lin 358的致密天体的温度一直在180，000 K以上，也许有一个适度的增加。大气拟合得到log（g）>=9，仅适用于WD质量>1.18 M（溶胶）。这两个系统可能正在以Ia型超新星祖先所需的高速率稳定地吸积和燃烧氢。
2007-02-15 astro-ph
Helium-rich EHB Stars in Globular Clusters
最近对银河系最大质量的球状星团的紫外线观测显示，在零年龄HB（"蓝钩“星）以下有大量的热星，这不能用典型的恒星演化来解释。在红巨星分支上遭受异常大的质量损失，从而在下降到白矮星冷却曲线时经历氦核闪光的恒星可以居住在这个区域。它们应该比最热的标准HB星显示出更高的温度，它们的大气层应该富含氦，并且可能富含C/N。为了验证这种可能性，我们获得了欧米茄Cen和NGC 2808中蓝钩星的光谱。我们的分析表明，在这些集群中的蓝钩星达到有效的温度远远超出了规范EHB的热端，并有更高的氦丰度比规范EHB星。这些结果支持了蓝钩星起源于在白矮星冷却曲线上点燃氦的恒星的假设。
2003-09-29 astro-ph
SDSSJ084539.17+225728.0: the first DBZ white dwarf with a metal-rich gaseous debris disc
我们报告发现的第三个白矮星托管的气体碎片盘，SDSSJ 084539.17 +225728.0。典型的双峰CaII 8498，8542，8662 A发射线可以模拟的开普勒气体盘的径向范围从~0.5Rsun ~1.0。SDSS 0845 +2257的有效温度Teff=18600+-500 K，与另外两颗拥有气体盘的白矮星SDSS 1043 +0855和SDSS 1228 +1040相当，因此比大部分白矮星要热得多，后者的尘埃碎片盘是通过红外过量通量的存在来确定的。这可能表明，仅在Teff的相对窄的范围内满足在光波长范围内从碎片盘产生发射线的条件。观察到的线轮廓的不对称性表明在光盘的实质偏心。相隔四年获得的两个光谱揭示了线轮廓的形状和等效宽度的显着变化，这意味着拱星盘在相对较短的时间尺度上演变。与SDSS 1043 +0855和SDSS 1228 +1040不同，SDSS 0845 +2257的大气层以氦为主。我们在斯隆数字巡天光谱中检测到He、Ca、Mg和Si的光球吸收线，因此将SDSS 0845 +2257分类为DBZ白矮星。根据模型大气拟合确定的三种金属的丰度分别为Ca/He~1.3x10^-7、Mg/He~6.0x10^-6和Si/He~8.0x10^-6。由于没有探测到H α，我们得出H/He<3x 10 ^-5，这意味着星周物质中氢与金属的丰度比太阳中低1000倍以上。这有…
2008-09-15 astro-ph
Stellar Evolution in NGC 6791: Mass Loss on the Red Giant Branch and the Formation of Low Mass White Dwarfs
我们提出了第一个详细的研究性质（温度，重力和质量）的NGC 6791白矮星人口。这个独特的恒星系统是我们银河系中最古老（8 Gyr）和最富金属（[Fe/H] ~ 0. 4）的疏散星团之一，并且有一个色星等图（CMD），显示出一个红巨星团和一个更热的极端水平分支。用凯克/LRIS光谱拟合星团中白矮星的巴耳末线，表明这些恒星大多数质量不足，<M>= 0.43 +/- 0.06 Msun，因此不可能是由红巨星分支尖端的氦闪光引起的典型恒星演化形成的。我们发现，至少有40%的NGC 6791演化恒星必须在红巨星分支上失去足够的质量以避免闪光，因此在核心没有将氦转化为碳氧。这种增加的质量损失在这些恒星的祖先的演化是一致的存在极端水平分支的CMD。这个独特的恒星演化通道也自然地解释了最近从白矮星冷却理论中发现的NGC 6791非常年轻的年龄（2.4 Gyr）;该星团中的氦核白矮星冷却的速度比碳氧核恒星慢3倍，因此校正后的白矮星冷却年龄实际上是7 Gyr，与测量良好的主序星关闭年龄一致。这些结果提供了直接的经验证据表明，质量损失是更有效的高金属环境，因此可能是至关重要的解释紫外线在椭圆星系。
2007-10-04 astro-ph
On the stability of thermonuclear shell sources in stars
提出了一个热核壳层源热稳定性的定量判据。我们发现壳源的热稳定性取决于三个因素：当它们几何上更厚、更少简并和更热时，它们更稳定。这证实和统一以前获得的结果的几何形状，温度和密度的壳源，通过一个简化的，但定量的方法壳核燃烧的物理。我们提出的不稳定性图在温度-密度平面的氢和氦壳燃烧，这使得一个简单的评价在恒星模型中的这种壳源的稳定性条件。我们的稳定性标准的性能表现在各种数值模型：在3 Msun AGB星，在氦吸积CO白矮星，在氦白矮星，这是由薄的氢信封，并在1.0 Msun巨人。
2004-06-07 astro-ph
On the Evolutionary Status of Extremely Hot Helium Stars - are O(He) Stars Successors of RCrB Stars?
95%的恒星都以白矮星的形式结束生命。大约20%的热的后AGB恒星是氢缺乏的。其中大部分是晚期氦壳层闪光的结果，但约10-20%最热的缺氢恒星，即四颗O（He）星的演化状态尚未得到解释。它们可能是RCrB星的长期寻找的热门继任者，迄今尚未确定。如果这被证明是真的，那么第三个后AGB进化序列被揭示，这可能是一个双重简并合并过程的结果。更一般地说，了解合并双退化恒星的细节是在超新星Ia事件的背景下感兴趣的，因此宇宙学。
2004-10-28 astro-ph
An Initial Survey of White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
对斯隆数字巡天观测到的白矮星和热亚矮星进行了初步评估。在一个小的天空区域（190平方度），观察很像全面的调查，269个白矮星和56个热亚矮星被光谱识别，而以前只有44个白矮星和5个热亚矮星是已知的。大多数是普通的DA（氢气氛）和DB（氦）类型。此外，在迄今为止的全面调查中，已经发现了一些具有不常见光谱类型的WD。其中有蓝色的DQ星显示碳原子线;红色的DQ星显示C_2分子带的各种强度; DZ星，其中检测到Ca和偶尔Mg，Na和/或Fe线;和磁WD具有广泛的磁场强度在DA，DB，DQ和（可能）DZ光谱类型。光测法可以单独识别温度超过12000 K的恒星，在银河系纬度29-62 deg.，这些15<g<20的恒星的密度约为2.2 deg^{-2}。光谱获得了大约一半的这些热恒星。光谱显示，当15<g<17时，40%的热星是WDs，当g=20时，WDs的比例上升到90%。其余的是热的sdB和sdO星。
2003-05-19 astro-ph
Heavy element abundance patterns in hot DA white dwarfs
本文利用远紫外光谱技术，在~20000- 110000 K温度范围内对25颗热DA白矮星进行了系统的丰度测量。使用我们最新的重元素覆盖非LTE恒星大气计算，我们已经解决了重元素丰度模式，使用2拟合技术完全客观地测量丰度值和上限，以确定丰度测量的不确定性，这可能与未检测到特定元素的恒星中的正式上限有关。我们发现，在热DA白矮星的存在或不存在的重元素在很大程度上反映了预期的，如果辐射悬浮是支持机制，虽然测量的丰度不匹配的预测值很好，由其他作者在过去的报告。几乎所有温度超过50000 K的恒星都含有重元素。对于大多数这些元素丰度的分布是相当狭窄的，类似于G191-B2B中测量的丰度。然而，在较低的温度下有一个无法解释的二分法，一些恒星有明显的纯H包层，而另一些则有可检测到的重元素。在这些较冷的恒星中存在的重元素通常是分层的，位于包层的最外层。在丰度测量中可以看到一些强烈的温度/进化效应。Si的丰度随温度的升高而降低，N的丰度随温度的降低而分成两组，Fe和Ni的丰度在~ 50000 K以下急剧下降到零。当被探测到时，铁和镍的丰度保持一个近似恒定的比例，接近宇宙值~20。
2003-01-25 astro-ph
Optical studies of companions to millisecond pulsars
对双星伴星的光学观测可以帮助确定双星及其组成部分的性质，并为之前的演化提供线索。在这篇评论中，我们首先描述了不同类别的双星，并提出了一个表格，总结了什么是已知的光学同行。接下来，我们将聚焦于具有低质量氦核白矮星伴星的类星体。我们讨论了试图确定这两个组件的质量，使用光学光谱，并比较脉冲星的自旋与冷却年龄的白矮星。我们证实，对于一个给定的年龄，最低质量的白矮星比更大的质量，热得多，符合最近的进化模型，虽然有一个明显的例外。我们讨论PSR B 0820 +02的情况下，冷却年龄表明制动指数小于3，并通过描述如何冷却年龄可以用来测试PSR J1911- 5958 A，在NGC 6752的郊区的脉冲星二进制的形成场景。
2004-08-31 astro-ph
Compressional Heating of Accreting White Dwarfs in CV's
近年来，人们在静止期观测到了几个矮新星（DN）系统，此时吸积速率较低，可以直接探测到WD光球。观察到WD在DN爆发后从高有效温度冷却到较低有效温度（T_eff），这被认为是WD内部深处的热状态的指示。Sion认为，这种静态亮度最可能的能量来源是WD内部的重力压缩，它使原本寒冷的WD恢复到更热的状态。我们正在进行WD的压缩加热的理论研究，延伸到非常低的时间平均吸积率，<Mdot>~10^{-11}M_sun/yr，适用于后转向CV（“TOADS”）。在这些温度下，核燃烧是不稳定<Mdot>的，因此我们在整个经典新星极限循环中，考虑了WD的周期性加热和冷却。除了自洽地找到作为循环期间的函数的T_eff的范围<Mdot>之外，我们还自洽地找到点火质量。将这些理论质量与观测到的喷射质量进行比较，将告诉我们CV中的WD质量是长期增加还是减少。我们关闭我们的结果进行比较，静态DN的积累的意见，并作出预测的颜色低<Mdot>CV的静止，适用于搜索微弱的CV在外地和银河系球状星团。
2001-12-12 astro-ph
Evidence for the stratification of Fe in the photosphere of G191-B2B
在最热的富氢DA白矮星的大气中存在重元素一直是人们相当感兴趣的课题。虽然理论计算可以证明，辐射力，抵消重力沉降的影响，可以解释个别物种的检测，预测的丰度不符合观测。然而，精确的丰度测量只能建立在对白矮星光球物理结构的透彻理解的基础上，而这已经被证明是难以捉摸的。最近，具有改进的原子数据的新的非LTE模型大气的可用性允许对原型对象G191 $-$ B2 B的EUV、远UV和光谱进行自洽分析。即便如此，在最短波长（低于$\approx 190$ λ），预测和观测到的恒星通量仍然存在严重分歧，而推断的丰度基本上保持不变。在这里，我们表明，G191 $-$ B2 B的完整光谱可以解释由一个模型大气中，Fe是分层的，在更大的深度增加丰度。这种丰度分布可以解释观测到的光球丰度（通常通过使用均匀模型大气进行分析获得）与详细的辐射悬浮预测相匹配的困难。特别是因为后者仅对比形成EUV/远UV线和连续区的区域更深的区域严格有效。此外，大气外层Fe的相对贫化可能是G191 $-$ B2 B辐射驱动质量损失的证据。
1999-06-11 astro-ph
Evidence for Flash Mixing in He-rich sdB Stars
本文给出了三颗富氦sdB星的FUSE谱。其中两颗恒星，PG 1544 +488和JL 87，显示出极强的C III线，这表明它们从内部深处到表面都混合了三α碳。使用TLUSTY NLTE线覆盖模型大气，我们发现PG 1544 +488的表面成分为96% He，2% C和1% N。JL87显示出类似的C和N的表面富集，但仍然保留了大量的氢。相比之下，第三颗恒星LB1766没有氢，碳含量严重不足，表明其表面物质经历了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的组合物产生的延迟氦核心闪光的白矮星冷却曲线。在这样的闪光期间，内部对流区将渗透到恒星的包层中，从而将包层与富含He和C的核心混合。这样的“闪光混合”恒星将到达极水平分支（EHB），其表面成分富含He和C，并且比最热的典型EHB恒星更热。闪速混合可能有两种类型：“深”和“浅”，这取决于氢包层是深入氦闪速的位置混合，还是只与核心的外层混合。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”闪速混合的例子。
2003-08-28 astro-ph
No periodicity revealed for an "eclipsing" ultraluminous supersoft X-ray source in M81
在银河系和麦哲伦星云中发现的发光超软X射线源很可能是白矮星，它们稳定地或周期性地燃烧其表面的吸积物质，这是有希望的Ia型超新星祖先。钱德拉和XMM-牛顿对遥远星系的观测揭示了超软源，它们通常更热，更亮，包括一些超亮超软源（ultraluminous supersoft sources，ULS），它们可能是几千个太阳质量的中等质量黑洞。在本文中，我们报告了我们的X射线光谱和时间分析的M81-ULS 1，超亮超软源在附近的旋涡星系M81。在长达6年的17次钱德拉ACIS观测中，M81-ULS 1一直是超软的，它的光谱可以用$kT_{bb}\approx70$ eV黑体（$\sim1.2M_\odot$白矮星）或$kT_{in} \approx 80$ eV吸积盘（$\gtrsim10^3M_\odot$中等质量黑洞）来描述。在两次观测中，光变曲线在$10^3$秒的时间尺度上表现出戏剧性的通量下降/上升，让人想起日食X射线双星的日食入口/出口。然而，在50千秒至50天的合理范围内对周期性的详尽搜索未能揭示轨道周期。未能揭示任何周期性是一致的长期（$\ge30$ yrs）预测这个系统的光学识别的二级与渐近巨星。此外，在白矮星模型下很难解释像日食一样剧烈的流量变化，但在中等质量黑洞模型下，原则上可以用吸积率变化引起的盘温度变化来解释。
2008-02-21 astro-ph
FUSE Spectroscopy of the White Dwarf in U Geminorum
用FUSE对U Gem的观测证实了WD在爆发时被加热，在平静时冷却。在爆发结束时，与数据拟合的最佳均匀温度WD模型表明温度为41，000 - 47，000 K，而在中期静止时，温度为28，000 - 31，000 K，这取决于WD的重力假设。在爆发结束时和中期平静的光球丰度模式显示CNO处理的证据。假设WD有一个更热的加热部分，大概是一个吸积带，在爆发后立即占据14-32%的表面，温度为60，000 - 70，000 K，可以得到更好的光谱拟合。然而，其他相对简单的模型的第二个组件适合的数据一样好，有没有明显的签名，支持的假设，第二个组件来自一个单独的区域的WD表面。因此，还必须考虑其他的物理解释来解释U Gem在静止时光谱的时间演化。强烈的轨道相位相关的吸收，最有可能是由于气体以上的磁盘，观察到在中期的静止光谱。这种材料可以用温度为10，000 - 11，000 K、密度为10**13 cm**-3的气体来模拟，在轨道相位为0.6-0.85时，柱密度约为2 × 10**21 cm**-2，可能与过去在X射线波长下观察到的导致光变曲线下降的材料相同。内勒等人（2005）描述的WD半径之间的差异，一方面是由紫外光谱分析和到U宝石的距离，另一方面是由轨道要素和引力红移得出的，这仍然是一个严重的问题。
2006-05-10 astro-ph
