脉动白矮星与精密星震学

热亚矮星B星的星震学潜力：一类新的脉动星？

The Potential of Asteroseismology for Hot, Subdwarf B Stars: A New Class of Pulsating Stars?

我们提出的关键样本的热B亚矮星模型的脉动特性的系统调查结果。我们使用的平衡结构，从详细的太阳金属丰度（Z = 0.02）的演变序列补充网格的静态包络模型的各种金属丰度（Z = 0.02，0.04，0.06，0.08，和0.10）。我们认为所有的脉动模式与l = 0，1，2，和3在80- 1500秒的周期窗口，目前最适合快速光度检测技术的间隔。我们建立了显着的驱动往往是存在于热B亚矮星，是由于与重元素电离的不透明凸块。我们发现Z >= 0.04的模型表现出低径向阶不稳定模式，径向和非径向（p，f和g）脉动都被激发。不稳定模型的Teff > 30，000 K，log g > 5.7，这在一定程度上取决于金属丰度。我们强调，金属富集只需要发生在驱动区域的局部。在此基础上，结合公认的观点，当地的丰富和缺乏的金属是共同的地方，在信封的热B亚矮星，我们预测，这些恒星中的一些应该显示光度变化所造成的脉动不稳定性。

白矮星对星震学的启示

Lessons for Asteroseismology from White Dwarf Stars

对类太阳恒星脉动数据的解释目前面临的挑战与十年前白矮星建模者所面临的挑战非常相似。通过成功的多地点活动和专门的卫星任务，不间断的长期监测的观测要求已开始得到满足。但是，理论模型中最重要的物理参数的探索相当有限，因此很难为特定的振荡频率组建立详细的最佳拟合模型。我回顾了过去的发展和当前的状态白矮星asteroseismology，重点是什么，这可以告诉我们的道路上成功的其他类型的恒星的asteroseismology。

类太阳恒星的星震学--一个建议

Asteroseismology of Sun-like Stars - A Proposal

在过去的十年里，日震学彻底改变了我们对太阳内部结构的理解。在接下来的十年里，星震学将通过提供H-R图上数十颗脉动恒星的结构信息，将这些知识置于背景中。已经在一些恒星的地面上探测到了类似太阳的振荡，目前和计划中的几个卫星任务将很快释放大量的恒星脉动数据。从这些观测中得出可靠的地震学约束将需要对我们目前的分析方法进行重大改进。我们正在采用一种基于并行遗传算法的计算方法，以帮助解释即将到来的类太阳恒星观测。这种方法最初是为白矮星开发的，最终导致了几个有趣的基础物理测试，包括关键的天体物理核反应速率和恒星结晶理论。这种方法对脉动白矮星分析的影响表明，类太阳恒星的地震学建模也将受益于这种方法。

碳-大气层白矮星可能拥有一种新型的脉动恒星吗？

Might Carbon-Atmosphere White Dwarfs Harbour a New Type of Pulsating Star?

根据最近意外发现的一种全新类型的白矮星，那些以碳为主的大气，我们研究了这种恒星的星震学潜力。这背后的动机是基于这样的观察，即过去的碳-大气白矮星模型具有部分电离的外层，这些外层与脉动DB（氦-大气）和脉动DA（氢-大气）白矮星模型中负责模式激发的外层非常相似。我们令人兴奋的主要结果是，在参数空间中的正确位置，一些碳-大气层白矮星被预测显示出对重力模式的脉动不稳定性。我们急切地等待着对这些恒星光度变化的观测搜索结果。

PG 2131+066：前白矮星天文地震学的检验

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。

HST和激变变星中三颗脉动吸积白矮星的光学观测

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。

Structural Parameters of the Hot Pulsating B Subdwarf PG 1219+534 from Asteroseismology

We have carried out a detailed asteroseismic analysis of PG 1219+534. Our analysis leads to the identification of the (k,l) indices of nine periods observed in the star PG 1219+534, and to the determination of its structural parameters. The periods all correspond to low-order acoustic modes with adjacent values of k and with l=0, 1, 2, and 3. They define a band of unstable modes, in close agreement with nonadiabatic pulsation theory. Furthermore, the average dispersion between the nine observed periods and the periods of the corresponding nine theoretical modes of the optimal model is only ~0.…

激变变星中的脉动白矮星：ZZ Cet和矮新星的结合

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。

利用星震学测量白矮星自转差的前景

Prospects for Measuring Differential Rotation in White Dwarfs Through Asteroseismology

我们研究了星震学在探索白矮星内部自转方面的潜力。来自全球观测活动的数据揭示了丰富的频率，其中一些显示了旋转分裂的特征。为日震学开发的工具，使用许多太阳p模式频率反演的旋转速率与深度的情况下，更有限数量的模式的低程度的适应。我们发现，在白矮星中可用的模式的数量很少，再加上模式的旋转分裂内核之间的相似性，使直接反演不稳定。因此，我们采用我们认为是合理的功能形式的差分旋转配置文件，这是足够的限制，使我们能够进行有用的校准。我们展示了PG 1159恒星和脉动DB白矮星的这种技术的例子。目前公布的白矮星的频率分裂对于有意义的反演来说还不够准确;当通过最小二乘拟合或多峰分解提取单个峰的频率时，对现有数据的重新分析可以提供足够准确的分裂。我们发现，当模式捕获是明显的周期间隔的g模式，测量分裂可以约束dOmega/dr。

探测脉动白矮星对流的新技术

A New Technique for Probing Convection in Pulsating White Dwarf Stars

在本文中，我们演示了如何脉动的白矮星可以作为一个天体物理实验室的经验约束在这些恒星的对流。我们使用一种技术来拟合观察到的非正弦光变曲线，这使我们能够恢复对流区的热响应时间尺度（其“深度”）以及该时间尺度如何作为有效温度的函数而变化。我们还获得了模式识别的脉动模式的约束，使我们能够使用asteroseismology研究这些恒星的内部结构。这种方法的某些方面可能与其他类型的变星有关，包括造父变星和天琴座RR型变星。

脉动DB白矮星的周期变化率

The rate of period change in pulsating DB white dwarf stars

本文给出了V777 Her（DBV）变星脉动周期变化率的理论估计。为此，我们采用新的演化模型代表脉动DB白矮星星计算与时间相关的元素扩散的预测在一个自洽的方式。在DB不稳定带的热边缘，模型的包络线的特征在于由扩散引起的双层化学结构。我们通过求解线性、绝热、非径向恒星振荡方程计算周期变化率的数值。我们研究了不同的恒星质量，质量的氦信封和中微子发射的预期周期变化的影响。我们提出了广泛的表格，我们的结果可能是有用的比较与未来的检测周期变化率的脉动DB白矮星。

脉动DA白矮星的模捕获

On mode trapping in pulsating DA white dwarf stars

本文研究了含时元素扩散对不同氢包层厚度的DA白矮星模型模捕获特性的影响。我们的预测进行了比较与标准的假设中的微量元素近似的扩散平衡。我们发现，元素扩散显着削弱了模式捕获起源于模型的外层的存在，即使是薄的氢信封的情况下。

脉动前主序星和经典$δ$ Scuti星观测不稳定区的比较

Comparing the observational instability regions for pulsating pre-main sequence and classical $δ$ Scuti stars

将经典不稳定带的热边界和冷边界与观测结果进行比较，是对后序星和主序星恒星结构和演化模型的一个重要检验。在过去的几年里，脉动主序前（PMS）恒星的数量显著增加：截至2007年6月，已知有36颗PMS脉动恒星和候选恒星。这个数字允许调查的经验PMS不稳定区域的位置，并比较其边界的经典（后和主序列）不稳定带。由于PMS和（后）主序星的结构差异，非径向模式的频率间隔将是可测量的不同，从而挑战作为诊断工具的星震学。

脉动白矮星的引力辐射

Gravitational Radiation from Pulsating White Dwarfs

旋转的白矮星在经历准径向振荡时，可以发出频率范围在0.1 - 0.3赫兹的引力辐射。假设引力辐射的能量来源于白矮星自转引起的扁率，则在\sim 50 pc时，白矮星的应变振幅为\sim 10^{-27}。这些源的星系数量估计为\sim 10 ^7，可能会在天基和地基干涉仪之间的频带上对拟议中的先进探测器产生混淆。附近振荡的白矮星可能提供足够清晰的信号，通过引力波星震学来研究白矮星内部。

利用脉动白矮星探索粒子物理学的未知领域：前景

Exploring uncharted territory in particles physics using pulsating white dwarfs: Prospects

脉动的白矮星，特别是DBV，可以作为实验室来研究难以捉摸的粒子，如等离子体中微子和轴子。在DBV的简并内部，等离子体衰变是主要的中微子产生过程。我们可以用星震学测量中微子光度，并限制等离子体中微子速率。以同样的方式，我们可以测量由于其他弱相互作用粒子（如轴子）而导致的任何额外的能量损失。取决于它们的质量（理论上很大程度上不受约束），轴子也可能是DAVs能量损失的重要来源。我们正在研究可观测量的不确定性是什么，以及什么质量和温度范围可以使它们最小化。

SDSS J142625 .71+575218.3：第一颗具有可探测到的大磁场的脉动白矮星

SDSS J142625.71+575218.3: The First Pulsating White Dwarf with a Large Detectable Magnetic Field

我们报告了在独特的脉动碳大气白矮星SDSS J142625.71+575218.3中发现的强磁场。从MMT和Keck望远镜收集的光谱，我们推断的表面场的B_s ~1.2 MG，基于明显的塞曼成分中看到的几个碳线。我们还检测到存在的塞曼分裂的He I 4471线，这是一个指标的存在下，一个不可忽略的量的氦在大气中的这个热DQ星。这对于理解它的脉动是很重要的，因为非绝热理论揭示，在目标恒星的有效温度范围内，一定有一些氦存在于包层混合物中，以激发脉动模式。在目前已知的近200颗脉动白矮星中，这是第一颗具有可检测到的大磁场的恒星。我们认为SDSS J142625.71+575218.3是一颗相当于roAp星的白矮星。

白矮星星震学和^12 C（α，γ）^16 O速率

White Dwarf Asteroseismology and the ^12C(alpha,gamma)^16O Rate

由于一种新的全球分析方法，现在可以测量脉动白矮星的内部组成，即使是相对简单的理论模型。碳氧的精确内部混合物是白矮星宇宙测年得出的年龄中最大的不确定性来源，它包含了关于^12 C（α，γ）^16 O核反应速率的信息，该反应在天体物理学上很重要，但在实验上并不确定。最近对两颗氦-大气变星（DBV）白矮星GD 358和CBS 114的内部组成和结构的测定，最初导致了对^12 C（α，γ）^16 O反应的相互矛盾的隐含速率。如果这两颗恒星都是通过单星演化形成的，那么对它们脉动频率的初步分析肯定会以某种系统的方式有所不同。我提出了对两组脉动数据的改进拟合，解决了初始结果之间的矛盾，并得出了与最近实验室测量结果一致的^12 C（α，γ）^16 O反应速率值。

激变变星中新的脉动白矮星

New Pulsating White Dwarfs in Cataclysmic Variables

在斯隆数字巡天（SDSS）的帮助下，在激变变星（CV）中发现的非径向脉动白矮星（WD）的数量正在迅速增加。我们对另外两个天体SDSS J133941.11+484727.5（SDSS 1339）进行了光度观测，这两个天体是由Gansicke等人独立发现的，SDSS J151413.72+454911.9，经鉴定为CV/ZZ Ceti杂种。在这封信中，我们介绍了在莫勒泰天文台北欧-波罗的海研究学院期间用北欧光学望远镜（NOT）对这些目标进行远程观测的结果，以及NOT在服务模式下进行的后续观测。我们还提出了3个候选人，我们发现是非脉动。我们的观测结果表明，主要的脉动频率与以前的CV/ZZ Ceti混合体中发现的一致，但特别是SDSS 1339的主周期在个别观测之间略有不同，并且与Gansicke等人最近的独立观测也有差异。迄今为止，对脉动和非脉动CV/ZZ Ceti混合体的小样本SDSS颜色数据的分析，似乎表明，r-i颜色可以是这类脉动WD的不稳定带的良好标记。

DBV白矮星CBS 114的^12 C（α，γ）^16 O核反应率

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。

激变变星中热脉动白矮星--GW的HST光谱

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。

脉动白矮星引力波辐射的再研究：BPM 37093和PG 1159-035的情况

The gravitational wave radiation of pulsating white dwarfs revisited: the case of BPM 37093 and PG 1159-035

我们计算了脉动白矮星的引力辐射。这是通过使用一个最新的恒星进化代码加上一个国家的最先进的脉动代码。计算了一个标准的0.6太阳质量的具有液态碳氧核和富氢包层的白矮星和一个大质量的具有部分结晶核的DA白矮星的引力波的发射，并观测到了各种l=2模（BPM 37093）和PG 1159-035，GW Vir类变星的原型，其中几个四极模已被观察到。我们发现，这些恒星不辐射相当数量的引力波，通过他们观察到的脉动g模式，与以前的研究。我们还探讨了探测f模和p模辐射的引力波的可能性。我们发现，在这种情况下的引力波信号是非常大的，因此，模式衰减非常迅速。我们还讨论了可能的影响，我们的计算检测的引力波从脉动白矮星的框架内，未来的星载干涉仪像LISA。

脉冲白矮星GD66周围的斯皮策行星极限

Spitzer Planet Limits around the Pulsating White Dwarf GD66

我们提出红外观测在寻找一个行星周围的白矮星，GD 66。GD 66的时间序列测光显示恒星脉动到达时间的变化与质量大于2.4Mj的行星的存在一致。任何这样的行星都太靠近恒星而无法分辨，但行星的光可以直接检测到4.5微米的过量通量。我们用斯皮策望远镜IRAC的两个较短波长通道观测了GD 66，但没有发现伴星的有力证据，因此假设伴星的年龄为1.2- 1.7Gyr，伴星的质量上限为5- 7 Mj。

用HST识别脉动白矮星的模式

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。

发现两颗新的吸积脉动白矮星

Discovery of two new accreting pulsating white dwarf stars

我们报告了在斯隆数字巡天的激变变星中发现的两颗新的吸积脉动白矮星：SDSSJ 074531.91 +453829.5和SDSSJ 091945.10 +085710.0。在SDSSJ 074531.91 +453829.5的光学光变曲线中，我们观察到在接近1230 s的周期处4.5-7%的高振幅非正弦变化，在SDSSJ 091945.10 +085710.0的光变曲线中，在接近260 s的周期处0.7-1.6%的低振幅变化。我们推断，这些光学变化的结果，非径向g-模式脉动吸积这些激变变量的主要白矮星。然而，我们不能排除260 s周期可能是吸积白矮星SDSSJ 091945.10 +085710.0的自旋周期的可能性。在我们的搜索过程中，我们还发现了一个非变量SDSSJ 171145.08 +301320.0;我们的两次观测运行排除了幅度大于或等于0.5%的85- 1400 s范围内的任何脉动相关周期。这篇发现论文使已知的吸积白矮星的总数达到11个。

脉动前白矮星观测中中微子发射的预测特征

The Predicted Signature of Neutrino Emission in Observations of Pulsating Pre-White Dwarf Stars

前白矮星（PWD）恒星演化可以由核心中微子相互作用的能量损失驱动。与太阳中微子不同，这些中微子不是核聚变的副产品，而是由PWD核心热而致密区域的电子散射过程产生的。我们发现，所观察到的周期变化率在冷PWD超导体将限制在其核心的中微子发射，我们确定适当的目标，为今后的观察。这样的测量将告诉我们轻子相互作用理论是否正确地描述了PWD演化的产生速率以及中微子冷却。这将代表标准轻子理论在稠密等离子体中的首次检验。

测试DB白矮星GD 358的演化：使用星震学新方法的第一批结果

Testing the evolution of the DB white dwarf GD 358: First results of a new approach using asteroseismology

我们提出了一种新的方法，调查的脉动DB白矮星GD 358的演化历史，使用星震学。这是考虑到内部的C/O分布，它描述了从恒星核心到其表面的碳和氧的相对丰度。不同的演化通道导致不同的C/O剖面的产生，从而影响脉动周期。我们使用的C/O配置文件与白矮星，通过双进化通道，其中的祖先经历了一个或两个事件的质量损失在一个或两个共同的信封（CE）阶段，和两个配置文件从单星演化。我们使用这些不同的配置文件计算模型，并使用遗传算法（GA）优化搜索参数空间，以找到最适合所观察到的脉动周期。我们使用三参数模型，调整恒星质量，有效温度和外层的氦质量。我们的研究结果表明，二进制的演变配置文件可能会提供一个更好的匹配GD 358的脉动周期。最适合的观察是使用的配置文件相关的进化历史中发生的两个事件的质量损失在两个CE阶段。最佳拟合模型的质量接近于各种研究中发现的DB白矮星的平均质量，温度与IUE卫星获得的紫外光谱一致。

晶体方法：BPM 37093的星震学

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。

脉动前白矮星PG 0122+200

The Pulsating Pre-White Dwarf Star PG 0122+200

本文分析了脉动前白矮星PG 0122+200的单站时间序列测光。我们发现，脉动是一致的模式等间隔的周期，无论是观察到的周期范围和间距确认PG 0122是一个g-模式振荡器。PG 0122显示的模式与PG 2131+066和PG 1159-035的多点观察结果相似。测得的周期间隔，结合光谱温度，约束恒星质量比其表面重力公布的测量更精确。根据恒星模型，PG 0122的质量在0.66-0.72 Msun之间。功率谱中的精细结构表明PG 0122每1.6天旋转一次。未来的多站点观测（例如，使用全地球望远镜）应该会增加这些结果的精确度，并揭示这颗可变的前白矮星恒星内部结构的详细信息。

脉动的DA白矮星EC 14012-1446：时间分辨测光的四个时期的结果

The pulsating DA white dwarf star EC 14012-1446: results from four epochs of time-resolved photometry

脉动的DA白矮星是最冷的退化恒星，经历自驱动振荡。了解它们的内部结构将有助于了解恒星以前的演化。为此，我们报告的分析超过200小时的时间分辨CCD测光的脉动DA白矮星EC 14012-1446在四个观测时期在三个不同的年份，包括一个协调的三个网站的运动。在恒星的光变化中，总共可以检测到19个独立的频率和148个组合信号，最高可达五阶。我们无法获得正常模式的周期间隔，因此无法估计恒星的质量，但我们推断旋转周期相当短，为0.61 +/- 0.03 d，假设旋转分裂模式为l=1。恒星的脉动模式经历振幅和频率的变化，在这个意义上，具有较高径向泛音的模式显示出更明显的变化，振幅变化总是伴随着频率变化。大多数的二阶组合频率检测到的振幅是其母模振幅的函数，但我们发现了一些情况下可能的共振激发模式。本文指出了脉动白矮星数据集的分析和解释中的复杂性，这些数据集受到f_A+f_B-f_C形式的组合频率的影响，这些组合频率侵入了独立模的频率范围。

斯隆数字巡天观测中的新脉动DB白矮星

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。

天文地震学与干涉测量学

Asteroseismology and Interferometry

天文地震学为我们提供了一个独特的机会，以提高我们对恒星结构和演化的理解。最近的发展，包括第一次系统的研究类太阳辐射，提高了这一领域的研究在天体物理学的影响，并导致了显着增加的规模研究界。在本论文中，我们首先回顾了经典和类太阳恒星的基本观测和理论性质，并介绍了这些恒星的一些最新和杰出的研究结果。我们集中我们的审查，干涉研究，预计将提供一个显着的输入这些类的reflectators。我们讨论了目前的限制，asteroseismic的研究，包括模式识别和脉动星的全球参数的准确测定的困难，并在简要回顾了这些方面的干涉测量是最相关的，在这种情况下，预计如何干涉观测可能有助于克服这些限制。此外，我们目前的脉动恒星涉及两个asteroseisic和干涉仪的限制，并展望未来，总结正在进行的努力，有关未来的仪器和卫星任务的发展，预计将在这一领域的研究产生影响的最新试点研究结果。

从白矮星测量^{12}C（α，γ）^{16}O

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。

脉动星PG1159-035的光谱变化

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。

激变变星GW天秤座的非径向脉动原星系

The Nonradially-Pulsating Primary of the Cataclysmic Variable GW Librae

矮新星GW Librae是第一个在白矮星不稳定带中发现的具有主要成分的激变变星，使其成为第一个已知的多模式，非径向脉动恒星吸积。镶嵌在炽热明亮的吸积盘中的CV的原色很难直接研究。因此，将星震学技术应用于天秤座GW可以让我们前所未有地看到一颗经历了约10^9年吸积的白矮星。然而，吸积白矮星的特性可能与单一脉动白矮星的特性有很大的不同，以至于白矮星脉动的标准模型对它的研究无效。本文介绍了在1997年，1998年和2001年进行的一系列观测活动的GW自由基的振幅谱。我们发现，占主导地位的脉动模式集群在650，370和230秒附近的周期，这也出现在线性组合彼此。GW Lib的脉动频谱在几个月的时间尺度上是非常不稳定的，并且在频率上显示出非常接近的信号群，间隔在几个微赫兹的数量级。

用脉动DB白矮星作为等离子体中微子探测器对电弱理论的强检验

A Strong Test of Electro-Weak Theory using Pulsating DB White Dwarf Stars as Plasmon Neutrino Detectors

我们证明，等离子体激元中微子是模型白矮星的主要形式的能量损失到T_eff ~ 25,000 K，取决于恒星的质量。这个范围的下限与V777 Her星（DBV）不稳定带的观测温度重叠。白矮星在这些温度下的演化主要是由冷却驱动的，因此这直接影响了恒星演化的时间尺度，与中微子能量损失与光子能量损失的比率成比例。这种演化的时间尺度可以通过脉动周期的时间变化率来观察。虽然轻子相互作用的统一电弱理论对于理解中微子的产生是至关重要的，但它已经在高能区得到了很好的检验，这里提出的方法应该会导致对该理论的有趣的低能检验。我们讨论了实现这一目标的观察策略。

脉冲DA白矮星G 117- B15A中令人困惑的周期性

A puzzling periodicity in the pulsating DA white dwarf G 117-B15A

本文报道了脉动氢气氛（DA）白矮星G117-B15 A的时间分辨分光光度法。我们发现三个周期的脉动频谱（215秒，272秒，和304秒），所有这些都已发现在早期的研究。通过比较模型的脉动振幅（色振幅）的分数波长依赖性，我们证实了以前的报告，最强的模式，在215秒，具有l=1。272 s模式的色振幅非常令人困惑，显示出分数振幅随波长的增加，这在任何l的光波长下都不能被模型再现。基于档案HST数据，我们表明，虽然在紫外波长的215秒模式的行为是预期的模型，奇怪的行为的272秒周期性不限于光学波长，因为它未能显示预期的增加分数振幅向较短的波长。我们讨论了272 s变化中发现的差异的可能原因，但发现所有这些都缺乏，并得出结论，这种周期性的性质仍然不清楚。

快速脉动热B亚矮星PG 0911+456的观测和星震分析

Observations and asteroseismic analysis of the rapidly pulsating hot B subdwarf PG 0911+456

该项目的主要目的是通过星震学确定快速脉动亚矮星B PG 0911+456的结构参数。我们的工作是一个正在进行的计划的一部分，以限制热B亚矮星的内部特征，其长期目标是区分为这些物体提出的各种形成方案。第一次比较星震值与进化理论看起来很有希望，但很明显，更多的目标需要有意义的统计数据来推导。利用标准傅立叶分析技术，从快速时间序列测光中提取PG 0911+456的观测脉动周期。再加上对该恒星平均大气参数的光谱估计，它们被用作星震学“前向建模”方法的基础。后者的高潮是识别一个或多个“最佳”模型，可以准确地再现所观察到的周期谱。这自然导致识别在度l和径向阶k方面检测到的振荡，并推断目标的结构参数。从测光中可以提取出7个独立的脉动周期，范围在150-200 s之间，振幅在恒星平均亮度的0.05 - 0.8%之间。对参数空间的星震搜索确定了几个与PG 0911+456井的观测特性相匹配的模型，其中一个模型根据光谱和模式识别考虑被分离为“最佳”模型。所有观测到的脉动都被识别为度指数l= 0，1，2和4的低阶声学模式，并且与计算的周期相匹配，色散仅为~ 0.26%。

脉动白矮星G 29-38的时间分辨光谱模式识别

Mode identification from time-resolved spectroscopy of the pulsating white dwarf G 29-38

我们用时间分辨光谱测量了DAV白矮星G 29-38的脉动幅度与颜色的关系。模型大气预测模式振幅应随波长变化的方式，取决于球谐度l的模式。这种依赖性来自于模式几何形状与波长相关的临边暗化的卷积。我们的六个最大的正常模式检测凯克观测G 29-38的分析揭示了一个模式的颜色依赖性不同于其他五个，使我们能够识别所有六个模式的L值，并测试模型的预测。凯克观测还表明，吸收线内的脉动幅度出乎意料地不对称。我们表明，这些不对称性产生的表面运动与非径向脉动（这是在配套文件中详细讨论）。通过将表面速度场纳入线轮廓计算，我们能够产生更接近观测的模型。

脉动星的核心/包层对称性

The core/envelope symmetry in pulsating stars

我们证明，有一个固有的对称性的方式高泛音恒星脉动采样的核心和信封，这可能会导致在asteroseisologically派生的位置的内部结构的模糊性。我们提供了一个直观的例子，这种对称性的来源类比振动弦。对于恒星的情况下，我们专注于白矮星恒星，建立高阶白矮星脉动的实际后果分析和数值。此外，我们通过交叉拟合两个不同的结构模型来验证经验的效果，我们讨论了这种近似对称性可能对过去和现在的脉动DBV，GD 358的星震学拟合的后果。最后，我们展示了如何组成过渡区的签名，所带来的物理上不同的过程，可以用来帮助减轻这种潜在的模糊性，在我们的天文地震学解释观测到的脉动频率在白矮星恒星。

用全球望远镜观测的脉动DB白矮星KUV 05134+2605和PG 1654+160的振幅和频率变化

Amplitude and frequency variability of the pulsating DB white dwarf stars KUV 05134+2605 and PG 1654+160 observed with the Whole Earth Telescope

我们用全球望远镜获得了两颗脉动DB白矮星KUV 05134+2605和PG 1654+160的新的时间序列测光结果。还介绍了额外的单站点光度测定。我们使用所有这些数据加上所有可用的档案测量研究的时间行为的脉动振幅和频率的这些恒星的第一次。我们证明了KUV 05134+2605和PG 1654+160都以许多模式脉动，这些模式的振幅随时间变化;还表明PG 1654+160的一些频率变化。多个脉动模式的跳动不能解释我们的观测结果;因此振幅的变化必须是内在的。我们无法找到稳定的模式来确定恒星的演化周期变化。PG 1654+160的某些模式在检测到时会出现在相同的周期。这些周期的平均间隔（约40秒）表明，它们可能是由球度l=1的非径向重力模式脉动引起的。如果是这样，PG 1654+160的质量约为0.6 Msun。这两颗恒星的振幅变化的时间尺度（下至两周）是一致的共振模式耦合的理论预测，然而，这可能会影响我们的数据的时间分布的结论。

脉动DA白矮星G 29-38的表面运动

Surface motion in the pulsating DA white dwarf G 29-38

本文介绍了脉动DA白矮星G 29-38的时间分辨分光光度法。与以前的宽带测光一样，光变曲线显示出大量的周期性。其中许多是组合频率，即，周期性发生在频率的总和或差的频率更强，真正的模式。我们确定至少六个真正的模式，和至少五个组合频率。我们测量我们的光谱的视线速度和检测周期性变化的频率的六个真正的模式，振幅高达5公里/秒。我们认为，这些变化反映了与g-模式脉动的水平表面运动。在任何组合频率下都没有检测到速度信号，这证实了这些频率下的通量变化并不反映物理脉动，而是由于恒星外层的非线性变换而导致的频率混合。我们讨论的振幅比和相位差的速度和光的变化，以及那些发现的真实模式和它们的组合频率，无论是在一个模型独立的方式，并在基于对流驱动机制的模型的上下文中。在一个配套文件中，我们使用的模式的振幅的波长依赖性，以推断其球形度。

脉动DB白矮星GD 358的新观察：视线速度测量和对模型大气的限制

A new look at the pulsating DB white dwarf GD 358:Line-of-sight velocity measurements and constraints on model atmospheres

我们报告我们的发现明亮，脉动，氦大气白矮星GD 358，基于时间分辨光学分光光度法。我们确定了5个真正的脉动模式和至少6个组合模式的频率与以前的观察中发现的一致。从我们的光谱测得的多普勒频移显示的变化幅度高达5.5公里/秒的频率推断的流量变化。我们的结论是，这些变化的视线速度与脉动运动。我们使用观测到的通量和速度的振幅和相位来测试对流驱动框架内的理论预测，并将其与氢大气白矮星对流发生器（DAVs）的类似观测进行比较。分数脉动振幅（色度振幅）的波长依赖性允许我们得出结论，所有五个实模共享相同的球面度，最有可能的是l=1。这与先前仅基于光度学的鉴定一致。我们发现，一个高的信号噪声平均光谱本身是不够的，以确定大气参数，并有小，但显着的观测和模型大气之间的差异。其来源尚待确定。虽然我们从平均光谱推断T_eff= 24 kK和log g~8.0，但作为通量相对于温度的导数的量度的色振幅明确地支持更高的有效温度，27 kK，这与来自紫外光谱的独立测定更一致。

计算天文地震学

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]

从厚到薄：PG 1159恒星和薄氦包层脉动白矮星GD 358之间的演化联系

Thick to Thin: The Evolutionary Connection Between PG 1159 Stars and the Thin Helium-Enveloped Pulsating White Dwarf GD 358

利用全球望远镜（WET）进行的地震观测可以确定白矮星的地下成分结构。高温的DO PG 1159表面的氦层质量为0.001兆太阳能，而温度较低的DB白矮星GD 358表面的氦层要薄得多，只有10^-6兆太阳能。这些结果意味着这两颗恒星之间要么没有演化关系，要么存在未知的质量损失机制。为了研究这些物体之间可能的进化联系，我们计算了包括随时间变化的扩散的白矮星模型的进化序列。我们的初始模型是基于PG~1159的脉动数据，并具有30%的氦，35%的碳，和35%的氧的表面成分。在这下面是一个薄的过渡区，在那里氦的分数降到零。正如预期的那样，扩散导致了元素的分离;一个增厚的几乎纯氦的表面层覆盖了一个加深的过渡区，在那里成分返回到原始的表面成分。当模型达到GD~358和脉动DB白矮星的温度范围时，这一纯氦表面层的深度为3 × 10 ^-6恒星质量。由此产生的演化模型与Bradley和Winget（1994）用于匹配GD 358脉动观测的模型非常相似。该模式的脉动周期也显示出良好的拟合WET观测。这些结果表明，一个直接的演化路径从PG 1159星到冷得多的DB白矮星的含时扩散的可能性。问题仍然存在，因为我们的模型没有氢，因此必须保持它们的DB性质，而它们的表面温度从45，000 K下降到30，000 K。由于在这个范围内没有已知的DB星，我们计划在未来的计算中解决这个问题。

走向引力波星震学

Towards gravitational-wave asteroseismology

我们提出了脉动中子星的新结果。我们计算了十二个实际状态方程的模式的本征频率，这些模式被认为是最重要的引力波源：基本流体f模式，第一压力p模式和第一引力波w模式。从这些数值数据中，我们推断出了一组模式频率和恒星参数（半径R和质量M）之间的“经验关系”。其中一些关系被证明是令人惊讶的强大，我们展示了如何使用它们来提取恒星的细节（半径，质量，eos）从观测模式的误差不大于百分之几。