A Search for Jovian Planets around Hot White Dwarfs
目前对太阳系外行星的搜寻主要集中在观测太阳型恒星的反射多普勒频移上。然而，人们对非太阳型恒星周围的行星系统知之甚少。我们提出了一种新的方法，将行星搜索扩展到热白矮星。在一颗热的白矮星附近，类木行星的大气层会被光电离，并发出氢复合线，这可能被高色散光谱观测所探测到。多历元监测可用于区分非LTE恒星发射和行星发射，并确定所探测行星的轨道参数。在未来，对热白矮星的高精度天体测量将使被探测行星的质量得以确定。围绕热白矮星的类木行星的探测将为围绕比太阳更大质量的恒星的行星系统的发展以及恒星演化如何影响这些系统提供宝贵的新见解。我们提出的高色散光谱观测的白矮星Feige 34证明的复杂性和可行性的搜索方法。
2000-10-24 astro-ph
FUSE Spectroscopy of the Two Prototype White Dwarfs With Signatures of a Super-hot Wind
O VIII现象描述了在DO WD的光谱热中出现CNO元素（如O VIII、N VII、C VI甚至Ne X）的超高电离吸收线。
2002-08-28 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
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
A search for kilogauss magnetic fields in white dwarfs and hot subdwarf stars
本文介绍了对DA白矮星中弱磁场的观测结果，其中包括一些较亮的热亚矮星。我们已经检测到可变圆偏振的热亚矮星Feige 34（SP：sdO）的H α线。根据这些数据，我们估计这颗恒星的纵向磁场变化范围为-1.1 +/- 3.2 kG至+9.6 +/- 2.6 kG，平均值约为+5 kG，周期超过2小时。在本研究中，我们还证实了白矮星WD 1105 -048的磁性，并给出了5颗最亮DA白矮星的千高斯纵向磁场的上限。我们的数据支持最近的发现，即25%的白矮星具有千高斯磁场。这一频率也证实了早期使用白矮星磁场函数获得的估计结果。
2006-05-16 astro-ph
STIS observations of five hot white dwarfs
我们提出了一些早期的结果，从五个热DA白矮星星的研究，使用STIS获得的光谱的基础上。所有这些都显示了一个或多个强共振吸收线中的多个成分，这些强共振吸收线通常与恒星光球层（例如C IV，Si IV，N V和O V）有关。研究了非光球层速度分量与星际介质或局部恒星环境之间的可能关系，包括引力红移的贡献。
2000-10-16 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 Hot DQ White Dwarf in the Open Star Cluster M35
我们报告发现了一颗热DQ白矮星，NGC 2168：LAWDS 28，它可能是1.5亿年前的星系团NGC 2168（Messier 35）的成员。白矮星的光谱主要由CII特征所支配。有效温度很难估计，但根据具有类似光谱的热DQ的温度，可能> 20，000 K。NGC 2168：LAWDS 28提供了进一步的证据，表明热DQ可能是“失踪”的高质量氦-大气白矮星。基于已发表的研究，我们发现DBA WD LP 475-242很可能是毕宿疏散星团的一员，正如人们经常假设的那样。这两颗白矮星是已知的在疏散星团中的氦-大气层白矮星的全部样本，其关闭质量大于2个太阳质量。基于已知的星团DA白矮星的数量和重新确定的H-大气：He-大气的比例，通常被称为DA：DB的比例，我们重新检查的假设，即H-到He-大气的比例在疏散星团是相同的比例在外地。在这个假设下，我们计算出，预计已发现5个氦-大气层白矮星，发现少于3个氦-大气层白矮星的概率为0.08，或在~ 2-sigma水平。
2006-04-20 astro-ph
Line identification in soft X-ray spectra of stellar coronae by comparison with the hottest white dwarf's photosphere: Procyon, alpha Cen A+B, and H1504+65
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。
2005-01-13 astro-ph
FUSE Observations of the hottest DA white dwarfs
我们报道了非常热的DA白矮星PG 1342 + 444和REJ 0558 - 371的早期FUSE观测。光球层吸收线的检测使我们能够估计C，O，Si，P，S和Fe的丰度，这是在如此高的温度下对DA星进行的首次测量。从Lyman线系列中确定的PG 1342 + 444的Teff和log g值与标准Balmer线分析的结果不一致，这是一个需要进一步调查的问题。
2000-10-23 astro-ph
Equilibrium abundances in hot DA white dwarfs as derived from self-consistent diffusion models I. Analysis of spectroscopic EUVE data
我们提出的第一个分析的EUV选择样品的热DA白矮星使用一种新型的大气模型。这些模型考虑到重力沉降和辐射加速之间的相互作用，从两种力之间的平衡来预测化学分层，同时自洽地求解大气结构。与假设化学均匀性的大气模式相比，新模式中的自由参数减少到仅包括有效温度和地表重力。观测到的EUV光谱的整体良好再现表明，这些模型能够正确地描述热DA白矮星大气中的物理条件。与以前的分析相比，突出了我们的新模型的改进以及局限性。
2001-11-13 astro-ph
Analysis of a XMM-Newton Spectrum of the Extremely Hot White Dwarf in Nova V4743 Sgr
经典新星出现在近距离双星系统（主序星+白矮星）中。V4743 Sgr是一颗非常快的新星，其X射线光谱与极热白矮星（WD）的光学厚大气层一致。它表现出强的C V，C VI，N VI，N VII和O VII共振线的吸收特性，表明约610 kK的有效温度。我们目前的光谱分析的初步结果，通过线覆盖的非LTE大气模型的XMM-牛顿RGS-1光谱的V4743 Sgr，采取约半年后，其爆发。
2005-01-03 astro-ph
Between Cool Stars and Hot Planets: Origins of Brown Dwarfs
褐矮星，跨越恒星和行星之间的质量范围，似乎在太阳附近和恒星形成区域都很常见。它们的普遍存在使得它们的起源问题对于我们理解褐矮星本身以及恒星和行星形成理论都很重要。对年轻的亚恒星物体的研究可以提供对其形成和早期演变的宝贵见解。在这里，我报告的最新结果，从我们的观测计划在凯克，VLT和麦哲伦的磁盘和吸积性质的年轻棕矮星。我们发现令人信服的证据表明，他们经历了类似于他们的恒星同行的金牛座T阶段。
2003-10-28 astro-ph
X-Ray Lines from Hot Flows around White Dwarfs. Application to SS Cygni
静止矮新星（DN）中的一些白矮星（WD）不是通过盘吸积，而是通过平流主导吸积流（ADAF）吸积，这可能是观测到的X射线韧致辐射的原因。这样一个热吸积流也有望产生特征的热谱线发射。使用SS Cyg作为一个具体的例子，我们表明，知道一个先验的倾斜度和WD的质量在静态DN使X射线线诊断功能强大的探头在这些系统中的流动结构。当前的X射线仪器可以根据其宽度来区分从具有开普勒旋转速率的流发射的线和以基本上亚开普勒速率发射的线。这可以用来观测检验能量平流的性质，这是在ADAF中的热气体和亚开普勒旋转速率支持的径向分压的起源。
2000-10-18 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
Discovery of an OVI Emitting Nebula around the Hot White Dwarf KPD 0005+5106
利用远紫外光谱探测器对弥漫的星际视线进行了一次调查，偶然发现了热白矮星KPD 0005+5106周围的高电离星云。该星云的OVI 1032 A表面亮度高达25，000 photons/s/cm^2/sr，使其成为我们调查中最亮的扩展OVI发射区域。利用入射白矮星连续谱的光电离模型成功地再现了观测到的OVI强度。OVI辐射产生于KPD 0005+5106周围行星状星云的高度电离内部区域。这个新发现的星云可能是一类高电离行星状星云的成员之一，这种星云在光学上很难探测到，但在紫外线上很容易识别。
2004-04-21 astro-ph
From Young and Hot to Old and Cold: Comparing White Dwarf Cooling Theory to Main Sequence Stellar Evolution in Open Clusters
我探讨了目前的能力，白矮星冷却理论和恒星演化理论，以准确地确定恒星星族年龄比较使用这两种技术的疏散星团的年龄范围从0.1至4 Gyr。我发现白矮星和主序星演化年龄在整个年龄范围内，目前可供研究的协议。我还发现，直接比较主序关闭年龄的白矮星年龄是只有弱敏感的实际水平的错误，在集群的距离，金属丰度，和红化。白矮星和主序星年龄之间的额外详细比较有巨大的潜力来完善和校准这两个重要的时钟，我提出了新的模拟有前途的疏散星团目标。对这些白矮星研究最苛刻的要求是非常深（V > 25-28）的星团观测，这是最古老的白矮星的昏暗所必需的。
2005-02-14 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
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
Discovery of photospheric CaX emission lines in the far-UV spectrum of the hottest known white dwarf (KPD0005+5106)
我们首次在白矮星的远紫外光谱中发现了光球发射谱线。它们是在热（Teff~ 200，000 K）DO白矮星KPD 0005 +5106的远紫外光谱探测器光谱中发现的，它们来自极高电离的钙（CaX 1137，1159 Ang）。它们的光球起源证实了非LTE线形成计算。这是有史以来在恒星光球中观察到的任何元素的最高电离阶段。在任何热的白矮星或行星状星云的中心恒星中从未探测到钙。KPD 0005 +5106（1-10倍太阳）的钙丰度测定是困难的，因为线强度对目前有效温度和表面重力知识的不确定性相当敏感。我们讨论的可能性，钙丰度远低于预期的扩散/悬浮平衡理论。[WCE]型中心恒星NGC 2371也显示出相同的发射线。另一个CaX线对（1461，1504 Ang）可能出现在哈勃太空望远镜的PG 1159型中心恒星NGC 246的光谱中。
2008-11-11 astro-ph
Hot Flashers and He Dwarfs in Galactic Globulars
我们重新审视热闪光低质量结构的演化场景，质量损失延迟他闪光，直到其白矮星冷却序列的初始阶段。我们的目的是检验理论结果与不同的假设质量损失的效率。为了这个目的，我们提出了进化模型，涵盖了一个细网格的质量，获得假设一个单一的事件中的质量损失的红巨星模型的0.86钼与Z=0.0015。我们发现一个合理的协议与以前的进化调查，表明对于给定的金属丰度后期热闪光预计覆盖的质量范围M=0.4975 M= 0.4845 Mo，所有型号点燃的He闪光的质量的富氢信封约Me=0.00050。点火机制进行了讨论，在一些细节，显示了分叉的恒星结构的演化历史中发生的低质量限制，他点火。低于这样的临界质量，结构错过了He点火，冷却下来作为热闪光-Manque ' He白矮星我们预测，这些结构将冷却下来，达到亮度logL/Lo=-1的时间至少是正常CO白矮星相应冷却时间的五倍。一般来说，人们认为拥有相当数量的热闪星的古老星团应该至少会产生类似数量的缓慢冷却的氦白矮星。根据这一结果，在一个星团中，20%的红巨星逃脱了氦燃烧阶段，人们预计大约是白矮星的两倍，而在一个正常的星团中，所有的红巨星都经历了氦闪光
2006-06-01 astro-ph
Hot DQ White Dwarf Stars: A New Challenge to Stellar Evolution
我们报告发现了一类新的缺氢恒星：白矮星，其大气主要由碳组成，几乎没有氢或氦的痕迹。我们的分析表明，这些恒星的大气参数不符合目前已知的任何理论的后渐近巨星分支（AGB）的演变令人满意，虽然这些对象可能是独特的和广泛研究的PG 1159恒星H1504+65较冷的部分。这些恒星与H1504+65一起，可能会形成一个新的演化后AGB序列。
2007-11-21 astro-ph
XMM-Newton search for hot gas in the dwarf galaxy IC 2574
我们提出了一个XMM牛顿观测附近的矮星系IC 2574。这个星系是我们在多频活动中观察到的系综的一部分，该活动旨在研究矮星系中星际介质的物理条件。在这里，我们专注于扩散软（0.2 - 0.5千电子伏）X射线发射与IC 2574。由于这种发射预计是相当微弱的，我们必须达到真正的X射线背景强度水平。为此，我们必须考虑到不相关的漫射X射线发射和XMM-牛顿卫星上X射线镜的渐晕。
2003-07-29 astro-ph
Warm and Hot Diffuse Gas in Dwarf Galaxies
矮星系提供了一个特殊的环境，因为它们的质量低，体积小，金属含量普遍较低。这些属性使它们成为大质量恒星与星际介质在小尺度和特别大的空间尺度上相互作用的完美实验室。OB星协的恒星风和超新星在空间上集中的能量输出的自然结果是一个膨胀的气泡。这些气泡可以增长到千帕当量大小，并成为矮星系化学和动力学演化的主要驱动力。在这样的低质量系统中，气泡有更大的可能性从气体盘破裂进入宿主星系的晕。这可能导致将富含金属的热气体排放到离产生地点很远的地方。在这项工作中，我回顾了目前的观测材料中的气泡，井喷，热晕的矮星系和热气体，并讨论了几个结论，可以从观察得出。我还将介绍矮星系NGC 1705作为案例研究的分析，强调观测方法和现有数据的问题。最后，我将谈谈在不久的将来有可能取得重大进展的一些领域。
2001-04-24 astro-ph
Identification of NeVIII lines in H-deficient (pre-) white dwarfs: a new tool to constrain the temperature of the hottest stars
这是我们第一次在光谱类型为PG 1159的已知最热（Teff> 150，000 K）缺氢（前）白矮星的远紫外光谱中发现NeVIII吸收线。它们起源于光球，可以通过合成的非LTE线轮廓进行匹配。我们还表明，在这些恒星的紫外线和光学发射线的数量可以解释为光球NeVIII功能，而不是迄今为止怀疑，作为沿激波区在恒星风中创建的电离OVIII线。因此，我们认为，在热[WR]型中心恒星的相同的发射线的长期识别是由于超高电离物质（OVII-VIII，CV-VI）必须修改。这些线可以完全归因于热激发的物种（NeVII-VIII，NV，OVI）。在已知最热的富氦白矮星KPD 0005 +5106中也发现了光球NeVIII谱线，其中一些以前也被认为是OVIII谱线。这是一个惊喜，因为必须得出结论，KPD 0005 +5106比迄今为止假设的（Teff = 120，000 K）热得多（Teff = 200，000 K）。这是证实了一个重新评估的HeII线光谱。我们推测，温度高到足以解释神秘的，硬X射线发射（1千电子伏）作为光球起源。
2007-09-02 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
Spectral analyses of eighteen hot H-deficient (pre-) white dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4
背景：斯隆数字巡天数据发布4提供了几个新的PG 1159恒星和DO白矮星的光谱。这种已知的热缺氢致密天体的增加显著改善了统计数据，有助于研究恒星演化的后期阶段。目的：从光学SDSS光谱，有效的温度和表面重力的推导，以放置在一个进化的背景下观察到的对象。特别是PG 1159星与DO白矮星之间的联系将被研究。方法：使用我们的非LTE模型大气和应用卡方拟合技术，我们确定恒星参数及其误差。我们推导出总恒星质量的DO白矮星使用模型的演化轨迹。结果如下：我们确认了三颗PG 1159星，其中一颗显示出超高激发离子特征，另一颗我们最初归类为PG 1159星的sdO。此外，我们用我们的新模型重新分析了已知的PG 1159恒星PG 1424+535。此外，我们还对13颗DO白矮星进行了首次光谱分析，其中3颗具有M星特征，2颗具有超高激发离子特征。
2006-05-22 astro-ph
Halo White Dwarfs and the Hot Intergalactic Medium
本文给出了本星系群和星系际介质中重子星系晕和热气体形成的示意模型。我们遵循的动力学，化学演化，热流和气体流动的层次结构的规模，包括：原星系云，星系晕，和本地集团本身。在这个层次中，银河系是通过原银河系碎片的合并而建立的。我们发现，早期爆发的恒星形成导致了大量的残余物（主要是白矮星），这将目前居住在晕，并有助于在微透镜实验中观察到的黑暗成分。早期恒星爆发和合并产生的炽热、富含金属的气体从云层中蒸发，最终融入星系际介质。因此，该模型表明，大多数微透镜物体可能是白矮星（$m \sim 0.5 \msol$），它构成了晕质量的重要部分。此外，本星系群可能有一个富含金属的热气体成分，类似于在较大的星系团中观察到的成分，尽管数量较少。我们讨论了这种情况下的已知约束，并表明，在这个模型中，所有的本地观测可以满足目前的数据。最佳拟合模型的晕是40%重子，上限为77%。
1996-10-07 astro-ph
White Dwarfs and Hot Subdwarfs as Seen from FUSE
我们提出了一个小的收集FUSE光谱代表的主要光谱类发现在白矮星。此外，我们还讨论了另一类热演化恒星，即热次矮星。这两个家族都属于化学性质特殊的恒星，人们认为，引力沉降、普通扩散、辐射悬浮、微弱的恒星风和吸积等相互竞争的过程的复杂相互作用是这些天体中观测到的大气成分丰富多样的原因。FUSE在目前寻求建立这些恒星光谱演变的连贯理论方面发挥着关键作用，因为它能够以比以前根据光学或紫外线观测所能达到的高得多的准确度确定重元素丰度的模式。我们还简要介绍了一些迷人的FUV光变曲线的少数脉动亚矮星B星，从而说明了独特的潜力，FUSE的星震学研究，尚未被利用的潜力。
2004-11-03 astro-ph
Hot DQ White Dwarfs: Something Different
我们提出了一个详细的分析，所有已知的热DQ白矮星在第四次数据发布的斯隆数字巡天（SDSS）最近发现有碳占主导地位的大气。我们的光谱和光度分析表明，这些物体的有效温度都在~ 18，000和24，000 K之间。表面组成被发现是完全由碳占主导地位，所揭示的H β和HeI 4471线的情况下（或在少数情况下的微量测定）。我们发现，除了一个物体外，所有物体的表面重力似乎都是“正常的”，大约log g = 8.0，而一个物体可能接近log g = 9.0。在一个物体中通过分光偏振法直接检测到弱磁场的存在，在另外两个物体中怀疑存在弱磁场。我们认为这些奇怪的恒星可能是怪异的PG 1159恒星H1504+65的冷却版本，并在后AGB阶段形成一个新的氢和氦缺乏的天体家族。最后，我们提出了专门用于每个热DQ的完全非绝热计算的结果，表明只有SDSS J142625.70+575218.4预计将表现出光度变化。这一结果与Montgomery等人最近的观测结果非常一致，Montgomery等人发现J142625.70+575218.4是2008年2月调查的6颗热DQ白矮星中唯一的一颗变星。
2008-05-03 astro-ph
An empirical initial-final mass relation from hot, massive white dwarfs in NGC 2168 (M35)
恒星零龄主序星质量与白矮星残骸质量之间的关系（初末质量关系）是研究恒星演化中质量损失过程的有力工具。通过对NGC 2168（M35）中7颗大质量白矮星的光谱分析，给出了初末质量关系的经验推导.使用内部一致的数据集，我们表明，由此产生的白矮星质量单调增加与祖质量大于4个太阳质量，第一个疏散星团，以显示这种趋势之一。我们还发现了两个巨大的白矮星前景的集群，否则与集群成员一致。这些白矮星可以解释为前星团成员自形成以来以<~0.5 km/s的速度稳定地远离星团，并可能提供疏散星团中白矮星消失的第一个直接证据。仅根据这些数据，我们限制WD祖先的质量上限为>=5.8太阳质量，在90%的置信水平为1.5亿年的星系团年龄。
2004-09-17 astro-ph
Mass-loss and diffusion in subdwarf B stars and hot white dwarfs: do weak winds exist?
扩散对亚矮星B（sdB）和热白矮星化学成分的影响强烈地依赖于弱风的存在。在本文中，对于半个太阳质量的恒星，在25000 K到50000 K之间的各种有效温度下，以及在太阳到1/100太阳之间的各种金属丰度下，预测了质量损失率作为表面引力的函数。由于假设类似于原始的辐射驱动风理论，动量方程的求解方法已经被修改，因为线力乘数的通常参数化在弱风的情况下会导致复杂化。根据这些结果，每年质量损失率为E-11太阳质量的弱风可能只存在于最明亮的sdB恒星中。对于更紧凑的，从散装物质（氢和氦）的金属去耦预计在风区，因为通过库仑碰撞的动量交换是不够有效的。因此，多组分效应非常重要。对于白矮星，如果忽略多分量效应，则根本不存在风解。
2008-08-07 astro-ph
Hot White Dwarf Donors in Ultracompact X-Ray Binaries
两个在43分钟轨道周期的双星中发现的吸积毫秒X射线双星，为探索施主的结构提供了新的途径。对于XTE J1751-305，只有一颗热的白矮星（WD）才能填满罗氏叶。冷的He WD是XTE J 0929 -314的一个可能的解决方案，尽管我会证明进化论更有可能使热WD。除了比T=0模型更大之外，这些有限熵、低质量（<0.03太阳质量）的WD在固定的核心温度下具有最小质量。如果它们在失去质量和膨胀时保持高温，它们可以“蒸发”，留下一颗孤立的毫秒射电脉冲星。如果储存在圆盘中的角动量没有返回给施主，它们也会在质量损失时以比洛希半径的增长更快的速度膨胀。如果失控传质的时间尺度小于外盘的粘性时间尺度，则Ruderman和Shaham的传质不稳定性将得以实现。然而，我对这些时间尺度的估计仍然使得绝热响应不太可能出现不稳定性。最后，我注意到有限的T WD对我们理解AM CVn二进制文件的可能影响。
2002-08-07 astro-ph
Theta Hya: Spectroscopic identification of a second B star + white dwarf binary
我们报告的识别，在极紫外探测器（EUVE）光谱，一个热的白矮星的同伴的第三等晚B星Theta Hya（HR 3665，HD 79469）。这是第二颗B星+白矮星的联星被确定; Vennes，Berghouts and Christian（1997），Burleigh and Barstow（1998）先前曾报告在光谱上发现了一颗B 5 V星y Pup（HR 2875）的热白矮星伴星。由于这两颗退化的恒星一定是从质量比它们的B星同伴更大的主序星演化而来，因此它们可以用来为白矮星的最大质量设定观测下限，并研究初始-最终质量关系的上限。假设是纯氢的组成，我们将白矮星伴星的温度限制在25,000 K到31,000 K之间。我们还预测，第三颗明亮的B星，16 Dra（B9.5V），也可能隐藏着一颗尚未解决的热白矮星伴星。
1998-10-07 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
Circumstellar features in hot DA white dwarfs
本文对23颗热DA白矮星的高光谱分辨率真空紫外光谱进行了高电离、非光球层吸收的唯象研究。在本研究之前，已知四个调查对象（Feige 24，REJ 0457-281，G191-B2B和REJ 1614-085）具有这些特征。我们发现了四个新的天体，它们在一条或多条主共振线上有多个分量：REJ 1738+665，Ton 021，REJ 0558-373和WD 2218+706。第五个天体REJ 2156-546也显示了多个成分的证据，但需要进一步的观测来确认检测。我们讨论了这些功能，包括电离的本地星际环境，存在的物质内的引力井的白矮星，在恒星风的质量损失，和存在的物质在一个古老的行星状星云周围的恒星可能的起源。我们建议电离的本地星际介质的起源，这些功能在G191-B2 B和REJ 1738+665，并证明需要更高分辨率的光谱样品，检测多个ISM速度分量，并确定拱星功能，可能接近光球速度。
2003-01-13 astro-ph
Flash Mixing on the White Dwarf Cooling Curve: Understanding Hot Horizontal Branch Anomalies in NGC 2808
我们提出了一个紫外CMD跨越热水平支（HB），蓝离散，和白矮星人口的球状星团NGC 2808。这些数据是由太空望远镜成像光谱仪（STIS）获得的。虽然NGC 2808以前的光学CMD在热HB群体中显示出高温间隙，但在我们的UV CMD中没有明显的这种间隙。相反，我们发现一个人口的热亚发光HB星，一个异常只有以前报道的球状星团欧米茄岑。我们的模拟表明，这些亚发光的恒星在紫外CMD的位置，以及沿HB在光学CMD的高温差距，可以解释，如果这些恒星经历了一个后期的氦核闪光，而下降的白矮星冷却曲线。我们表明，由这样一个晚他闪光产生的对流区将渗透到H信封，从而混合H到热的He燃烧的内部，在那里它被迅速消耗。这种现象类似于在氦壳层闪光后产生缺氢恒星的“重生”场景。闪光混合的信封大大提高了信封的He和C丰度，并导致，反过来，在HB有效温度的不连续增加在规范和闪光混合星之间的过渡。我们认为，热HB间隙与理论上预测的HB属性的二分法。此外，这些丰度变化引起的出射光谱能量分布的变化是解释热亚亮HB星的主要原因。虽然需要进一步的证据来证实，一个晚的He核心闪光可以占亚发光HB星和热HB差距，我们证明，这些恒星的理解需要使用适当的理论模型，其演变，大气和光谱。
2001-08-02 astro-ph
The discovery of photospheric nickel in the hot DO white dwarf REJ0503-289
我们提出的第一个证据，直接检测到镍的光球的热DO白矮星REJ 0503 $-$ 289。虽然这种元素以前曾在热的富氢白矮星的大气中发现过，但这是在富氦天体中首次发现类似的元素。有趣的是，在热DA星中观测到的铁比镍更丰富，但却没有探测到，其丰度的上限（Fe/He $=10^{-6}$）意味着Fe/Ni比在富氢天体中观测到的要低10倍（REJ 0503 $-$ 289的Ni/He $=10^{-5}$）。从GHRS光谱中确定了镍和各种比He重的其他元素的丰度。我们使用了两组完全独立的NLTE模型大气，它们都提供了相同的结果。这不仅减少了我们分析中出现系统误差的可能性，而且也是对两种模式大气代码进行一致性检查的重要手段。我们还开发了一个更客观的方法来确定$T_{\rm eff}$和log g，从他的线在光谱，形式的正式拟合的线轮廓的网格模型光谱，一个模拟的标准程序，利用巴耳末线在DA白矮星。这给指定的不确定性$T_{\rm eff}$和日志g一个坚实的统计基础，并允许我们证明，列入重元素比H，他和C的光谱计算中，专门考虑在大多数出版的光学分析，产生一个系统的向下移动的测量值的$T_{\rm eff}$。
2000-01-11 astro-ph
Cool Companions to Hot White Dwarfs
我们描述了一个近红外光度搜索冷红矮星的同伴热EUV检测到的白矮星（WD）。虽然在最近的EUV全天空巡天中发现了一些复合系统，但我们开发了一种红外技术，可以进一步探测主序列，检测更多的同伴。我们使用详细的DA模型大气拟合光谱来预测K的大小和距离，与之相比，我们的近红外观测。我们的光度测量揭示了10个在J和K上都显著过量的DA。其中一半是新发现的，很可能是以前未被识别的双星系统。红矮星伴星的红外过量频率和质量估计都与白矮星质量无关，如果白矮星的EUV探测能力或质量受到伴星的显著影响，这可能是可以预期的。这些系统的红外光谱应该有助于确定冷同伴的质量和光谱类型，可能导致红外过量，从而更好地估计双星的质量比分布。计数以前已知的二进制，并解决对，我们发现总的二进制部分的样本是至少三分之一。由于大多数WD祖先的初始质量大于约2个太阳质量，因此，我们提供了一个光度测量的二进制部分的高质量恒星，这将是难以执行的高质量主序星。我们估计90%的同伴是K型或更晚的类型。
2000-04-07 astro-ph
Clusters AgeS Experiment. Hot subdwarfs and luminous white dwarf candidates in the field of the globular cluster M4
本文给出了球状星团M4的UBV色星等图。CMD显示了一系列的四颗明亮的蓝色恒星（V<20，U-V<-0.6），它们似乎是星团热次矮星。我们提出了三个最亮的光谱。我们还注意到存在一群暗淡的蓝色天体，可能是属于该星团的热的年轻白矮星（WD）。我们选择了五个高于V=22等的天体，这些天体足够明亮，可以进行后续的地基光谱学研究，并给出了它们的坐标和发现图表。我们展示了变星V46的光谱（Kaluzny et al. 1997），这表明它是一个热的次矮星，以及用ISIS图像减法包获得的新的光变曲线（Alard 2000）。光变曲线是不稳定的，但只有一个明显的变化周期。发现了两个新的变星，都位于星团红巨星分支（RGB）。我们还给出了一个E（B-V）微分红化图，并在V/B-V CMD上给出了主序、次巨星支和红巨星支的基准序。基于与M5基准序列的比较，我们获得了E（B-V）=0.41 mag朝向M4的红化估计，与先前的测定一致。
2002-05-28 astro-ph
On the Fundamental Properties of Dynamically Hot Galaxies
本文应用一个双组分等温平衡模型再现了沉浸在大质量暗晕中的动态热恒星系统的基本结构性质。巨椭圆星系的基本平面关系的起源自然地被解释为在该模型的背景下动力学平衡的结果。在光度-表面亮度图中显示出不同行为的两个星系家族的存在被证明是从中心附近由暗物质主导的矮星到由发光恒星成分主导的巨星的平滑过渡的结果。经验标度关系与模型预测的比较表明，可能是一个独特的耗散过程中运行的恒星系统在黑暗的晕的发展的暴力阶段，以及潜在的深度控制观测到的星系的光度。解释也提供了一些限制暗晕的基本标度律所隐含的属性。
1996-11-22 astro-ph
QZ Serpentis: A Dwarf Nova with a 2-Hour Orbital Period and an Anomalously Hot, Bright Secondary Star
本文介绍了矮新星QZ Ser的光谱学和时间序列光度学研究结果，其光谱显示出丰富的K ~（4+）-2型吸收线谱。K型二级星通常出现在矮新星中，轨道周期P-orb约为6 h，但在QZ Ser中，吸收径向速度在P-orb = 119.752（2）min处显示出明显的调制（半振幅207（5）km/s），比这种相对温暖和突出的二级光谱的典型调制短得多。H-α发射线速度以相同的周期和大致相反的相位调制。时间序列测光显示闪烁叠加在每个轨道有两个驼峰的调制上，与次级光的椭球变化一致。QZ Ser是相对短周期矮新星的第二个例子，具有令人惊讶的温暖次级。模型计算表明，次级是强烈增强的氦，并已经历了显着的核演变时，开始传质。次级光谱中的几个钠吸收特征异常强烈，这可能表明现在的表面是过去hoc循环氢燃烧的场所。
2002-06-25 astro-ph
The Anisotropic Transfer of Resonance Photons in Hot Plasmas on Magnetized White Dwarfs
为了证实Terada等人（2001）提出的磁激变变星中热吸积柱中共振光子对白矮星的各向异性效应，用ASCA方法对7个极和12个中间极进行了系统的研究.类He Fe K $_α$线的等效极线宽度在其自旋周期上被系统地调制，在极接通阶段，其宽度增加。这意味着各向异性机制通常在极性之间起作用。另一方面，中间极性的那些在统计上与未调制一致，上限为1.5倍调制。这可能是由于不同的吸积方式，如极光幕（Rosen et al 1988），使等离子体沿水平轴变得光学薄，也为共振线，或因为较大的康普顿散射的光学深度，如果发射区具有相同的硬币状形状的极性。
2004-03-24 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
On the Relevance of Compton Scattering for the Soft X-ray Spectra of Hot DA White Dwarfs
我们重新研究了康普顿散射对热DA白矮星在软X射线波段出射光谱的影响。早期的研究已经暗示，在波长$λ< 50$ λ的灵敏的X射线观测可能能够探测由电子散射的X射线光子向更长波长的重新分布所预测的通量赤字。我们采用两种独立的数值方法来计算流体静力平衡的纯氢大气中的康普顿散射。一个采用Kompaneets扩散近似形式主义，而另一个使用的横截面和再分配功能的Guilbert。计算了HZ 43和天狼星B的典型恒星参数以及有效温度为$T_{\rm eff} = 100 000$ K的模型和出射光谱。康普顿散射和汤姆逊散射情况下计算出的出射光谱之间的差异在HZ 43和Sirius B模型的情况下是完全可以忽略的，并且对于温度高达$T_{\rm eff} = 100 000$ K的模型，对于所有实际目的也是可以忽略的。来自这些恒星的软X射线通量的模型反而被其基本参数的不确定性所主导。
2006-05-12 astro-ph
Identification of a DO white dwarf and a PG1159 star in the ESO SN Ia progenitor survey (SPY)
我们提出了高分辨率的VLT光谱的一个新的富氦DO白矮星和一个新的PG 1159星，我们在ESO SPY调查确定。我们进行了NLTE模型的大气分析，发现PG 1159是一颗低重力、极热（Teff=160，000K，logg=6）的恒星，有一个以碳氦为主的大气层，含有大量的氧和氖（He= 38%，C= 54%，O= 6%，Ne=2%）。它位于行星状星云核不稳定带内，因此，未来对相关PN以及恒星脉动的搜索可能会成功。DO白矮星是一个独特的天体。从中性和电离氦线的相对强度，我们发现Teff约。60，000 K，然而，HeII线非常强，无法用任何模型拟合。类似的问题也出现在热的次矮星和白矮星上，它们显示出超热风的特征。原因不明。
2004-07-16 astro-ph
Spectral Properties of Brown Dwarfs and Hot Jupiters
褐矮星是恒星和行星质量体系之间的桥梁。从非常类似于最低质量恒星的条件演变而来，较老的棕矮星的大气层与太阳系外巨行星中预期的大气层非常相似，并且随着更冷的BD仍在被发现，越来越多的接近气体巨星的性质。因此，解释BD的光谱是理解和预测EGPs的光谱和热性质的关键一步。亚恒星大气的基本性质是大量的分子线覆盖和物质的凝结，减少Teff，改变化学平衡组成，并引起尘埃颗粒的吸收。更复杂的细节涉及尘埃云在地表的分布，引起时间变化，以及可能偏离化学平衡条件。在双星系统中，近距离的EGPs和某些BD的情况下，来自原始辐射的效应显著影响光谱特性和热演化。
2004-05-21 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
The chemical evolution of dynamically hot galaxies
我们使用先前发表的行星状星云的氧丰度来研究M32、M31和银河系的凸起以及矮球状星系NGC 205、NGC 185、人马座和天炉座的化学性质。我们的主要结果是，所有这些星系的平均恒星氧丰度与它们的平均速度色散非常好地相关。这意味着II型超新星的能量输入和引力势能之间的平衡控制着在膨胀、椭圆和矮椭球体中化学演化的程度。似乎一旦超新星注入足够的能量形成银河风，化学演化就停止了。所有的星系都遵循一个单一的氧丰度和光度之间的关系，但矮球状体有系统地比其他星系更高的[O/Fe]比。因此，动态热星系不共享一个共同的恒星形成历史，也不需要他们共享一个共同的化学演化，尽管达到类似的平均恒星氧丰度时，形成类似的恒星质量。氧丰度支持先前的迹象表明，在更高的光度椭圆和凸起的恒星形成的时间尺度比他们的同行在较短的发光系统。我们校准Mg $_2$指数动态热星系作为观测年龄和氧丰度的函数，使用平均氧丰度的行星状星云和最好的年龄估计可用于恒星在M32和隆起的M31和银河系。
1998-09-24 astro-ph
High-speed energy-resolved STJ photometry of the eclipsing dwarf nova IY UMa
我们提出了高时间分辨率测光的矮新星IY UMa使用的S-Cam 2超导隧道结装置连接到4.2米的威廉赫歇尔望远镜在La Palma。利用定义明确的白矮星和热点食的特征，我们得到了一个更新的轨道星历IY Uma和轨道周期为0.07390897（5）天。一个白矮星进入/离开的持续时间为31 +/-2秒，伴随着亮点的接触阶段，给出了M_1=0.79 +/- 0.04 Msun和M_2=0.10 +/- 0.01 Msun，对应于质量比q=0.125 +/- 0.008。白矮星的食宽为0.0637，意味着i=86.0 +/- 1度。在所有三次观测到的日食期间，轨道光变曲线都观察到持续时间为30 +/-2秒的奇怪上升。它发生在白矮星入口的末端和热点入口之间，颜色是蓝色的。我们认为，这种光的来源在于气体流的掩埋部分，导致一个紧凑的，热的影响腔。
2002-10-30 astro-ph
Dwarf galaxies in the Dynamically Evolved NGC 1407 Group
NGC 1407星系群在附近的结构中脱颖而出，其性质表明它是巨大的和进化的。它与被称为化石群的实体有着共同的性质：占主导地位的椭圆星系和第二亮的星系之间的1.4等差接近于满足用于定义化石类的定义。这个星系群中几乎没有中等光度的星系，但有大量的矮星。我们估计有250个小组成员到我们调查的深度。光度函数的暗端（达到M_R = -12）的斜率为alpha =-1.35。对35个星系的速度测量表明，这个星系群中只有一个占主导地位的星系，其质量为7 × 10^13太阳质量，M/L_R = 340。两个靠近NGC 1407的星系有非常大的蓝移。最值得注意的是第二亮的星系NGC 1400，相对于组平均速度为-1072 km/s。我们报告的X射线发射检测从这个星系和从组。
2006-05-10 astro-ph
The Hot Stars of Old Open Clusters: M67, NGC 188 and NGC6791
本文分析了1995年3月天文台第二次飞行期间用紫外成像望远镜（UIT）获得的老疏散星团M67、NGC 188和NGC 6791的紫外（~1500 A）图像。在M67的UIT图像上发现了20颗恒星，包括11颗蓝离散星，7颗白矮星候选星，以及黄巨星--白矮星双星S1040。蓝离散星F90（S975）和F131（S1082）的紫外测光表明，这些恒星有热的亚发光伴星。我们给出了M67的半经验积分紫外光谱，并表明在波长小于2600埃的积分光谱中蓝离散星占主导地位。M67中白矮星的数量与白矮星冷却模型中预期的数量大致一致。在NGC 6791中发现了8颗候选sdB/sdO星，在NGC 188中发现了2颗。根据6颗sdB候选星的紫外测光结果，得到的光度范围为1.10 < log L/Lsun < 1.27，与富金属热水平支（HB）星的理论模型一致。在NGC 6791和NGC 188中，热HB星的比例约为30%，这意味着这两个星团的综合光谱应该显示出至少与任何椭圆星系中观察到的一样强的紫外线。
1998-04-16 astro-ph
