The role of HeH+ in cool helium rich white dwarfs
在与富氦白矮星相关的很宽的温度和密度范围内，HeH $^+$被发现是占主导地位的正离子。在电离平衡计算中加入HeH $^+$可显著增加自由电子的丰度。对于低于8000 K的温度，通过加入HeH $^+$，He $^-$的自由-自由吸收增加到5倍。计算了典型的模型大气和光谱能量分布，结果表明HeH $^+$对Teff < 8000 K的富氦白矮星的密度和压强结构有很强的影响。HeH $^+$的加入使Teff < 5500 K的模型的光谱能量分布和宽带色指数显著变红。这对现有的模型大气、合成光谱和富氦白矮星的冷却曲线有着重要的意义。
2004-11-12 astro-ph
Effects of the magnetic fields on the helium white dwarfs structure
本文讨论了磁场对氦白矮星物态方程形式和结构的影响。研究了温度和磁场对白矮星参数的影响。得到了不同参数下的质量-半径关系。在温度T=3 × 10 ^8 K和不同的磁场强度下，质量-半径关系出现了不稳定分支.得到了具有两个朗道能级的恒星的理论模型。
2001-12-21 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
V445 Puppis -- Helium nova on a massive white dwarf
船尾座V445在2000年的爆发显示出独特的性质，例如不含氢，富含氦和碳，光变曲线发展缓慢，振幅很小，不像任何经典新星。这个天体被认为是氦新星的第一个例子。我们计算了氦新星的理论光变曲线，再现了V445 Pup的观测光变曲线。模型表明这是一颗质量非常大的白矮星（WD），质量超过1.3 Msun。伴星可能是氦星或富氦主序星。我们估计点火质量为10^{-5} Msun的几倍，相应的氦吸积速率为10^{-7} Msun/年^{-1}的几倍，重复周期为几十年。这些值表明WD的质量正在增长，最终要么是Ia型超新星，要么是吸积引起的坍缩成中子星。
2003-10-14 astro-ph
Non-Ideal Equation of State, Refraction and Opacities in Very Cool, Helium-Rich White Dwarf Atmospheres
冷的、富含氦的白矮星的大气层构成了一种奇异的、探索甚少的恒星大气层物理机制。在温度从$\rm 1000K$变化到$\rm 10000K$的物理条件下，密度可以达到$\rm 2 g/cm^{3}$那么大的值，并且压力高达$\rm 1 Mbar$，大气不再是理想气体，并且必须被视为稠密流体。氦原子变得强相关，并存在折射效应。像$\rm He^{-}$自由-自由吸收这样的不透明度源必须用一种从未应用于天体物理学不透明度的形式来计算。这些效应在以前的冷白矮星大气模型中被忽略了。
2004-10-14 astro-ph
The ages and colours of cool helium-core white dwarf stars
本工作的目的是探索氦核白矮星的演化与详细的非灰色模型大气和元素扩散的预测在一个自洽的方式。为此，我们考虑氦核白矮星模型，恒星质量为0.406，0.360，0.327，0.292，0.242，0.196和0.169太阳质量，并遵循其从质量损失事件结束前白矮星演化到非常低的表面光度。我们发现，当有效温度降低到4000 K以下，这些恒星的出射光谱变得更蓝的天体物理学感兴趣的时间尺度内。特别是，我们分析了我们的模型的颜色和颜色的星等图的演变，我们发现，氦核白矮星的质量范围从大约。0.18到0.3太阳质量可以达到关闭在他们的颜色，并成为蓝色的冷却时间内再次远小于15 Gyr，然后保持比M_V约明亮。16.5.鉴于这些结果，许多低质量的氦白矮星可能有足够的时间从氢分子演化到碰撞诱导吸收的领域，显示出蓝色。
2001-02-23 astro-ph
Helium-Core White Dwarfs in Globular Clusters
我们研究了球状星团中低质量氦核白矮星种群的理论意义。特别是，我们专注于在NGC 6397的核心，几个低质量的白矮星候选人已被确定为"非flickerers“的酷和合作者观察到的人口。根据冷却模型的年龄和质量估计，结合动力学和演化的考虑，我们推断暗双星是C/O白矮星而不是中子星。此外，我们发现，祖双星很可能在过去的1.e9年内经历了交换相互作用。我们研究了在其他球状星团中检测类似人口的前景，特别注意47 Tuc的情况。
2002-06-03 astro-ph
Subluminous B Stars and Progenitors of Helium Core White Dwarfs
亚亮B（sdB）星可能是由稳定的洛希瓣溢出或密近双星系统中的共同包层抛射产生的。伴星要么是低质量的主序星，要么是白矮星。我们讨论了这样的系统的sdB星的质量测定和报告发现的明亮的附近的sdB星，HD 188112，是一个非常低的质量（0.23太阳质量）的近距离双星系统。从质量函数可以明显看出，伴星是一个质量至少为0.72太阳质量的致密天体。sdB HD 188112的质量太低，不足以演化成C/O白矮星，但它可能是氦核白矮星的祖先。
2002-12-20 astro-ph
Cooling curves and initial models for low-mass white dwarfs (<0.25 Msun) with helium core
本文详细计算了低质量氦白矮星的演化过程。这些白矮星（毫秒双星的光学伴星）是通过长期的低质量双星演化形成的。从洛希瓣脱离后，热氦核有一个相当厚的氢层，质量在0.01到0.06 $~M_\odot $之间。由于核心和外壳之间的混合，表面氢含量为0.5至0.35，取决于重元素（Z）的初始值和初始次级质量。我们发现，我们的计算模型的大多数经验一个或两个氢壳闪光。我们发现，氢壳层闪光发生的氦矮星的质量取决于化学成分。发生氢闪的最小氦白矮星质量为0.213 $~M_\odot $（Z=0.003）、0.198 $~M_\odot $（Z=0.01）、0.192 $~M_\odot $（Z=0.02）或0.183 $~M_\odot $（Z=0.03）。闪光的持续时间（与化学成分无关）在几个$\times 10^6 $年到几个$\times 10^7 $年之间。在几次闪光中，白矮星的半径会增加很多，迫使模型再次充满它的洛希瓣。我们的计算表明，氦白矮星的冷却历史与氢层的厚度密切相关。我们表明，从一个冷却白矮星与暂时稳定的氢燃烧壳的冷却白矮星，几乎所有的剩余氢都失去了在几个热闪光（通过罗氏瓣溢出）之间发生的过渡0.183-0.213 $~M_\odot $（取决于重元素值）。
2000-02-11 astro-ph
Effects of rotation on the helium burning shell source in accreting white dwarfs
在Ia型超新星（SNe Ia）的单一简并质量祖星情形下，研究了旋转对吸积碳氧白矮星中氦燃烧壳层源行为的影响.假设氦吸积速率为2、3、5和10 × 10 ^{-7} Msun/yr，模拟了初始吸积为1 Msun的白矮星的演化过程.在一维近似下，我们计算了质量吸积和随后的氦到碳和氧的核聚变，以及角动量吸积，角动量运输内的白矮星，和旋转诱导的化学混合。我们的模型显示了旋转的两个主要影响：a）旋转模型中的氦燃烧核壳源比相应的非旋转模型稳定得多-这增加了吸积白矮星达到中心碳点火阶段的可能性。这种效应主要是由于在CO/He界面处的旋转诱导混合，其加宽了壳源，并且由于离心力降低了壳源位置处的密度和简并度。b）经历氦壳燃烧的层中的C/O比--这可能影响超新星爆炸的能量--由于α粒子旋转诱导混合到富碳层中而大大降低。我们讨论了我们的研究结果的SNe Ia祖细胞的进化的影响。
2004-06-07 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
The evolution of helium white dwarfs: III. On the ages of millisecond pulsar systems
我们采用最近计算的演化白矮星模型与氦核心，补充了较重的模型与碳氧核心，为了研究毫秒脉冲星系统的年龄的基础上的冷却性能的紧凑的同伴。与更大质量的白矮星的行为相反，低质量白矮星模型的进化速度因持续的氢燃烧而大大减慢。通过比较这些模型的冷却年龄与那些系统的致密同伴的合理信息的自旋下降年龄，我们发现这两个年龄之间有很好的对应关系。基于这些模型，似乎没有必要对毫秒双星的时间演化进行任何修正。
2000-02-28 astro-ph
Evolutionary Models of White Dwarfs with Helium Cores
我们提出了七个低质量的白矮星与氦核心的演化轨迹，质量范围从0.179到0.414 Msol。我们通过在适当的位置应用高质量损失率，从1 Msol序列延伸到红巨星分支的尖端产生了前白矮星模型，我们讨论了这些新模型的内部结构和冷却特性，并将它们与最近发表的低-低温模型进行了比较。大质量白矮星，它们是基于简化的初始配置。我们还证明，我们的新模型似乎消除了毫秒双星的特征年龄和它们的白矮星同伴的冷却年龄之间的明显差异。
1998-11-12 astro-ph
On the possibility of a helium white dwarf donor in the presumed ultracompact binary 2S 0918-549
2S 0918-549是一颗低质量X射线双星（LMXB），具有低的光学与X射线通量比。它可能是一颗轨道周期短于60分钟的超紧凑联星。这样的联星无法携带富氢供体星。与其他（有时被证实的）超紧凑型LMXB一样，2S 0918-549被观测到有很高的氦氧丰度比（Juett et al. 2001），这被用来论证伴星是一颗CO或一颗白矮星。然而，I型X射线爆发已经从几个这样的系统中观察到，这意味着中子星表面存在氢或氦。本文讨论了2S 0918 - 549的伴星是一颗氦白矮星的问题。我们表明，这种爆发是自然解释吸积纯氦在推断的吸积率~0.01倍爱丁顿吸积率。在~0.1爱丁顿的更高吸积率下，需要氢来解释长时间的爆发。然而，在低速率下，长的持续时间是由于大量的氦在爆发前积累。我们表明，它是可能的，形成一个氦白矮星捐助者在超紧凑的二进制如果吸积开始在第一次上升的巨大的分支，当核心主要是由氦。此外，这种情况自然地解释了高的氘氧比，而不需要一个CO或一个白矮星的同伴。我们唯一无法解释的2S 0918-549的观测方面是在光谱中没有氦线。光学吸积盘光谱的模型计算需要进行，以获得限制的氦丰度。
2005-06-27 astro-ph
GD248B, The Coolest Known Helium Atmosphere White Dwarf
这是为了通知同事，我们的ApJ论文和相应的astro-ph版本正在撤回。用3米级望远镜获得的光谱没有显示出“GD 248 B”光谱的任何特征。除了我们的自行数据和光学测光，所有这些都与我们对这个物体的原始解释一致。然而，在凯克10米处获得的非常高的信噪比光谱显示了吸收特征，并指出背景亚矮星K7/M0以非常高的速度移动，其自行与GD 248几乎相同，但唉，不是真正的伴星，因此不是冷的白矮星。
2002-09-18 astro-ph
Reconstructing the evolution of double helium white dwarfs: envelope loss without spiral-in
具有简并氦核的巨星的独特的核-质量-半径关系使我们能够重建三个观测到的具有已知质量的双氦白矮星的演化。它们进化过程中的最后一个传质阶段一定是螺旋进入。在Webbink（1984）提出的形式中，对于包层结构参数$λ=0.5$，我们可以将轨道能量沉积到包层中的效率限制为$1 \la α\la 6$。我们发现，两个标准的质量传递类型（稳定的质量传递和螺旋）都无法解释这三个双星的质量传递的第一阶段。我们使用一个参数的方法来描述低质量的双星，其中两颗恒星的质量相当，并发现所观察到的双氦白矮星的轨道特性可以很好地再现，如果包线的主要是失去了约1.5倍的初始二进制的特定角动量。在这种情况下，不会发生实质性的螺旋进入。
2000-06-15 astro-ph
On the angular momentum evolution of merged white dwarfs
我们研究了含有两颗白矮星的双星的角动量演化，这两颗白矮星合并成为冷的富氦超巨星。我们的目标是将预测的旋转速度与被认为是由这种合并形成的高度进化的恒星的观测结果进行比较，包括RCrB和极端氦星。主要的研究涉及一个包含0.6太阳质量的CO白矮星和0.3太阳质量的He白矮星的双星。角动量分布的初始条件定义在次级粒子充满罗氏波瓣的地方。我们假设角动量守恒来计算无碰撞圆盘中的角动量分布以及随后的巨包层中的角动量分布。在壳层氦燃烧结束时，巨星收缩形成一颗白矮星。我们推导出在这种收缩的表面旋转速度。在初始质量比的范围内重复计算，也在两个氦白矮星合并的情况下重复计算;后者将收缩到氦主序而不是白矮星序。假设角动量完全守恒，我们预测可以接受的角旋转率冷巨星和在最初的后续收缩。然而，只有当初始质量比接近1时，这样的恒星才能在自旋上升过程中幸存下来，达到白矮星序列（CO+He合并）。He+He并合产物必须失去角动量才能达到氦的主序。在极端氦星中观测到的最小旋转速度比我们的预测低至少一半，这表明CO+He合并必须失去至少一半的角动量。
2006-07-17 astro-ph
Inward Propagation of Nuclear-Burning Shells in Merging C-O and He White Dwarfs
通过计算吸积白矮星的演化模型，研究了双白矮星系统合并的后果。我们考虑了两种情况;一颗大质量C-O白矮星是由~1M_sun吸积的C-O混合物组成的，另一颗小质量白矮星是由0.4M_sun吸积的氦组成的。C-O白矮星的吸积速率为1 × 10 ^{-5}M_sun/y。在$M_r\sim1.04M_\odot$处点燃碳燃烧后，由于热传导，火焰向内传播。通过插入足够的网格点来解析火焰的结构，我们得到了火焰在大部分演化阶段的稳定燃烧，但我们发现了一个新的现象，即在演化的早期阶段，由于热不稳定性，火焰的强度有时会振荡。火焰传播到中心，并且C-O混合物已经燃烧成O-Ne-Mg混合物，而不会引起爆炸现象。对于吸积氦的低质量白矮星，我们考虑的吸积率分别为1 × 10 ^{-7}和1 × 10 ^{-6}M_sun/y。当M_sun的一小部分被吸积到白矮星后，氦在外部被点燃，并发生壳闪光。当对流壳层中约10%的氦燃烧成碳和氧时，这种壳层闪光就会消失。下一个壳闪光发生在先前闪光的壳的壳内部。在少于30次的壳闪光后，氦在中心点火并开始稳定燃烧。因此，合并产生了一颗氦星，它在中心燃烧氦。
1998-01-12 astro-ph
Phase-resolved spectroscopy of the helium dwarf nova 'SN 2003aw' in quiescence
对V=20.5的超紧凑型氦矮星新星SN 2003 aw的高时间分辨率光谱观测显示，它的轨道周期为2027.8 +/- 0.5秒或33.80分钟。加上测光的“超级峰”周期为2041.5 +/- 0.5秒，这意味着质量比q为0.036。我们比较了SN 2003 aw和SDSS J124058.03-015919.2的平均光谱和时间分辨光谱。两者都显示了DB白矮星光谱加上光学薄，氦为主的吸积盘。'SN 2003 aw'通过其强钙H & K发射线将其与SDSS源区分开来，这表明重金属的丰度高于SDSS源。在SDSS源中观察到的硅和铁发射线大约是SN 2003 aw的两倍。在SDSS源中看到的奇特的“双亮点”吸积盘特征也存在于“SN 2003 aw”的时间分辨光谱中，尽管要弱得多。
2005-10-27 astro-ph
The Peculiar 2004 Superoutburst in the Helium Dwarf Nova, 2003aw
我们在2004年5月至6月对氦矮星新星2003 aw进行了时间分辨测光活动。2003 aw在这次活动的最初几天停留在14.7- 15.7等，这是这次超级爆发的平台阶段。这个变星然后迅速衰减到$\sim$ 18.0等，仍然比它的平静星等亮约2等，并保持这个亮度约20天，有$\sim$ 2等的短耀斑，随后是一个长的衰落尾。我们在平台期探测到周期为0.02357（4）d [= 2036（3）s]的超级峰。2003 aw超爆发的整个光变曲线，考虑到目前的数据和文献中的数据，完全类似于1996-1997年的独特的WZ Sge型富氢矮新星，EG Cnc的超爆发。
2004-09-27 astro-ph
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。
1995-03-27 astro-ph
Mass accumulation efficiency in helium shell flashes for various white dwarf masses
本文计算了质量为0.7，0.8，0.9，1.0，1.1，1.2，1.3和$1.35 M_{\odot}$的白矮星在氦壳层闪烁过程中的质量积累效率，其中氦的吸积速率为$\log\dot M_{\rm He} \ (M_{\odot}$ yr $^{-1}) = -7.4$到-5.8。这种效率是Ia型超新星双星演化的关键因素。对于质量较小的WD（$< 0.8 \ M_{\odot}$），如果Roche瓣尺寸足够大，则不会发生风质量损失，并且所有的吸积质量都聚集在WD上。对于给定的质量吸积率，效率在1.1和1.2 $M_{\odot}$ WD之间取最小值，并且在质量更小和更大的WD中增加。在所有WD质量中，$\log\dot M_{\rm He} \geq -6.72$的质量积累效率大于0.5。
2004-07-30 astro-ph
The Evolution of Helium White Dwarfs: Applications to Millisecond Pulsars
我们提出了一个网格的低质量的白矮星的氦核心的质量范围从0.179到0.414 M_太阳的演化轨迹。质量下限非常适合与毫秒双星（MSP）的白矮星同伴进行比较。由于残余核燃烧，推导出的冷却年龄为10^9年。冷却年龄是一致的MSP系统的年龄估计的基础上的恒星的自旋下降。例如，对于PSR 1012+5307系统，我们推导出白矮星冷却年龄为6 +/-1 Gyr，与自旋下降年龄7 Gyr非常一致。对于伴星质量，我们发现M=0.19 +/- 0.02 M_sun。我们还研究了其它MSP系统，只选择了已知年龄和/或质量的系统，用现有的演化模型确定了伴星白矮星的有效温度和表面重力。
1999-10-13 astro-ph
Helium Nova on a Very Massive White Dwarf -- A Light Curve Model of V445 Puppis (2000) Revised
V445 Pup（2000）是一颗被确认为氦新星的独特天体。爆发过程中的颜色指标与自由-自由发射的颜色指标一致。根据光学厚风理论，提出了V445幼星的自由-自由辐射主导的光变曲线模型。光变曲线拟合结果表明：（1）白矮星质量很大（M_WD \gtrsim 1.35 M_ \sun），（2）一半的吸积物质留在白矮星上，这两个结果都表明白矮星质量的增加是由于白矮星质量的增加。因此，V445 Pup是Ia型超新星祖先的有力候选者。现在估计到V445 Pup的距离与最近的观测建议一致，3.5 < d < 6.5 kpc。如果氦伴星是质量为M_He \gtrsim 0.8 M_ \sun的稍微演化的热（\log T（K）\gtrsim 4.5）星，那么它在爆发前的亮度为m_v=14.5等。然后，我们强调的重要性，在不久的将来的静止阶段后，厚厚的星周尘埃消散了，特别是它的颜色和大小，以指定的伴星的性质。计算了不同吸积率下氦壳闪光的氦点火质量，并讨论了氦新星的重现期。
2008-05-16 astro-ph
The Ratio of Helium- to Hydrogen-Atmosphere White Dwarfs: Direct Evidence for Convective Mixing
我们确定的氦-氢-大气层的白矮星星的比例作为有效温度的函数从模型大气分析的红外光度数据从2微米全天巡天结合可用的视觉星等。我们的研究超越了任何以前的这种分析，无论是在Teff测定的准确性，以及样本的大小。我们观察到，在Teff = 15，000 K和10，000 K之间，白矮星的氦-氢-大气之比从约0.25的恒定值逐渐增加到10，000> Teff > 8000 K范围内的两倍大的值，这表明当氢对流区的底部到达下面的对流氦包层时发生的对流混合，负责这个逐渐过渡。将我们的结果与用来描述这种对流混合过程的近似模型进行比较，表明在Teff ~ 30，000 K附近，大约15%的从DA到DB转变的DA星的氢质量层在log M_H/M_tot = -10到-8的范围内，其余的可能有更多的质量层，高于log M_H/M_tot ~-6。
2007-10-04 astro-ph
Spitzer Space Telescope evidence in NGC 6791: no super-mass-loss at super-solar metallicity to explain helium white dwarfs?
我们使用档案斯皮策太空望远镜测光的老，超太阳的金属丰度大规模疏散星团NGC 6791寻找证据的增强质量损失，这已被假定为解释光学光度函数和低白矮星质量在这个基准集群。我们发现一个明显缺乏证据的多产的拱星尘埃生产，本来预计伴随着这样的质量损失。我们还构造了光学和红外光度函数，并证明这些完全符合理论预期。因此，我们的结论是，没有证据表明超太阳金属量红巨星的质量损失足够高，以至于它们可以避免红巨星分支尖端的氦闪光。
2008-04-29 astro-ph
Analysis of IUE spectra of helium-rich white dwarf stars
利用IUE卫星获得的34颗DB的重新校准的UV光谱，我们研究了DB类白矮星。通过比较观测到的能量分布与模型大气，我们同时确定光谱距离（d），有效温度（Teff），和表面重力（log g）。使用视差测量和以前的测定Teff和log g的光谱，我们可以研究是否11 DB星的大气是一致的纯He或有少量的H污染。我们还报告了我们的观察17颗恒星Teff接近DB不稳定带通过时间序列测光，发现他们是我们的检测限内不变。
2006-02-07 astro-ph
Evidence for helium in the magnetic white dwarf GD229
自从1974年发现白矮星GD 229具有磁性以来，它的强吸收特性一直是一个真正的谜。所有试图用氢的谱线成分来解释光谱的尝试都失败了。与第一组新计算的线数据HeI在强磁场中，我们可以确定大多数的吸收结构的光谱中的固定线组件的范围内的磁场之间的300和700 MG。这比先前推测的要低得多，与富氢磁性白矮星中发现的最高磁场相当。GD229中大量光谱特征的原因是He I中跃迁的稳定分量在一个狭窄的场强区间内的极端积累。
1998-06-25 astro-ph
The first binary star evolution model producing a Chandrasekhar mass white dwarf
今天，Ia型超新星是宇宙学的重要工具，被认为是星系化学演化的主要贡献者。然而，到目前为止，在模拟具有吸积白矮星成分的双星系统时，由于各种物理和数值困难，不稳定的氦壳燃烧，可能导致显著的膨胀和质量损失。在这里，我们提出了第一个二进制的演化计算模型的恒星组件和二进制的相互作用，同时，和白矮星质量增长的质量吸积到Sirrasekhar极限。我们的模型从一个1.6 Msun的氦星和一个1.0 Msun的CO白矮星在0.124天的轨道开始。当氦星的CO核心达到0.53 Msun时，热不稳定的质量转移开始，质量转移速率为1。8乘以10^{-6} Msun/年白矮星稳定地燃烧吸积的氦，直到白矮星的质量达到1.3兆太阳，微弱的热脉冲随之而来，直到白矮星达到1.37兆太阳时，中心的碳点燃。虽然通过这条通道的超新星产生率并不为人所知，而且这条通道不可能是唯一的一条通道，因为它的祖先寿命相当短（~ 10^7 - 10^8年），但我们的研究结果表明，氦星加白矮星系统形成了产生Ia型超新星的可靠途径。
2004-02-12 astro-ph
A Code for Stellar Binary Evolution and its Application to the Formation of Helium White Dwarfs
本文介绍了一个计算密近双星系统中恒星演化的数值程序。在这样做的时候，我们认为，发生质量转移事件时，恒星的大小溢出相应的洛希瓣。在这种情况下，我们将恒星的半径与洛希瓣的等效半径相等。这个方程与对应于恒星整个结构的方程一起被隐式地处理。我们详细描述了必要的修改标准Henyey技术隐式处理的质量损失率与薄外层集成。我们已将此程序应用于计算低质量密近双星系统中低质量氦白矮星的形成。我们发现，整体数值收敛性能相当不错。特别地，自动计算质量传递事件的开始和结束。
2003-04-23 astro-ph
Mass-radius relations for helium white dwarfs
近年来，白矮星越来越受到人们的关注。Wood（1990），Vennes et al.（1995），Althaus and Benvenuto（1997，1998）等对WDs的M-R关系进行了研究。Vennes等人（1995）计算了质量在0.4 $M_\odot$和0.7 $M_\odot$之间的静态M-R关系，假设温度效应为非零。他们假设亮度与冷WD的质量成正比，但他们的结果是在高有效温度范围内。正如Althaus和Benvenuto（1997）所提到的，由于中微子的发射，在热的WD内部，光度与常数不成正比。本研究的目的是在有限的温度下，中微子发射的影响。我们考虑了纯氦组成的WDs的完全简并组态，得到了质量大于0.4 $M_\odot$的静态质量-半径关系，由于中微子能量损失，亮度质量比。
1998-08-13 astro-ph
The evolution of helium white dwarfs: I. The companion of the millisecond pulsar PSR J1012+5307
我们提出了一个网格的低质量白矮星的氦核心的质量范围从0.179到0.414 Msol的演化轨迹。质量下限非常适合与毫秒矮星的白矮星同伴进行比较。轨道是基于1 Msol模型序列延伸的前主序阶段的红巨星分支的尖端。在适当的位置应用大的质量损失率，迫使模型离开巨大的分支。然后，沿着赫兹-罗素图，沿着冷却分支，进一步演化。在最高有效温度下，氦核上方的包层质量随着质量的减小而从0.6 x 10^{-3} Msol增加到5.4 x 10^{-3} Msol。我们通过相应地调整计算时间步长来仔细检查氢壳层热不稳定性的发生。氢闪仅在质量间隔0.21 < M/Msol < 0.3时发生。模型表明，氢壳燃烧对具有氦核的白矮星的光度收支有重要贡献。对于非常低的质量，氢壳层的光度仍然是占主导地位的，甚至到有效温度远低于10000 K。因此，相应的冷却年龄显着大于那些从模型计算，忽略核燃烧或白矮星的祖先演变。利用PSR J1012+5307系统中白矮星的大气参数，我们确定了质量为M=0.19 +/- 0.02 Msol，冷却年龄为6 +/- 1 Gyr，与脉冲星的自旋下降年龄7 Gyr非常一致。
1998-09-07 astro-ph
The Rotational Velocity of Helium-rich Pre-White Dwarfs
以前对富氢白矮星的研究通常只得到非常小的自转速度（v_rot sin i）。我们分析了八颗缺氢（前）白矮星的高分辨光谱中的谱线轮廓，发现在五种情况下偏离了占主导地位的斯塔克线加宽，这被解释为恒星自转的影响，表明投影的自转速度为40 - 70公里/秒。对于三颗最不亮的恒星，只能导出v_rot sin i = 15 - 25 km/sec的上限。由此产生的速度与光度和质量相关。然而，由于质量损失率与恒星的光度相关，观测到的谱线轮廓也可能受到恒星风的影响。在RX J2117.1+3412的情况下，这将解决与脉动建模的结果（v_rot sin i ~ 0）的差异。
2002-12-06 astro-ph
Improved synthetic spectra of helium-core white dwarf stars
我们研究了氦核白矮星从前白矮星阶段末到高级冷却阶段的演化过程中的出射通量。为此目的，我们包括一个详细的处理的物理的大气，特别是改进的表示状态的气体，考虑到非理想的影响，根据所谓的职业概率形式主义。计算中还考虑了Lyman、Balmer和帕邢系的氢谱线不透明度、赝连续谱和H $_2$ -H $_2$、H $_2$ -He和H-He对的新的诱导偶极吸收。我们发现，非理想效应和线吸收改变了恒星光谱的外观，并有显着影响的光度颜色在UBVRI-JHKL系统。这种情况特别发生在热模型$T_{\rm eff}\ga 8000$由于线和伪连续不透明度，并为冷模型$T_{\rm eff}\la 4000$的原子和分子的扰动相邻粒子影响气体的化学平衡。在本研究中，我们还包括新的冷却序列的氦核白矮星的非常低的质量（0.160和0.148 M $_\odot$）与金属丰度$Z=0.02$。这些计算为寻找和识别质量很低的白矮星提供了理论支持，特别是对最近和将来的球状星团观测研究有重要意义。
2002-05-06 astro-ph
The evolution of helium white dwarfs: II. Thermal instabilities
我们计算了具有氦核的白矮星的演化模型网格，并研究了由于CNO循环引起的不稳定氢燃烧引起的氢壳闪光的发生。我们的计算表明，这种热不稳定性被限制在一定的质量范围内（M=0.21…0.30Msun），与早期研究一致。在这个质量范围内的模型经历的氢壳闪光越多，它们的质量就越小。这是由于包层质量对白矮星核心质量的强烈依赖造成的。闪光期间氢燃烧产生的最大亮度约为10^5 Lsun。由于脉冲驱动的对流区的发展，其上边界暂时达到表面层，包层的氢含量减少了德尔塔（X）=0.06每闪光。我们的研究进一步表明，一个额外的高质量损失插曲在闪光驱动的洛希叶溢出到白矮星的同伴不影响最终的冷却行为的模型。与氢壳层闪光无关，沿最终白矮星冷却分支的演化是由氢通过pp反应燃烧到低至8000 K的有效温度所决定的。
1999-08-14 astro-ph
A New Code for Nonradial Stellar Pulsations and its Application to Low - Mass, Helium White Dwarfs
我们提出了一个有限差分代码用于计算线性，绝热，非径向脉动的球形恒星。该代码是基于一个通用的牛顿-拉夫逊技术，以处理松弛的本征值（本征频率的平方）的模式和它们相应的本征函数。该程序已被用来计算多变球体的脉动谱，结果与前人的工作吻合较好。然后，我们把这个程序和我们的演化程序结合起来，并把它应用于一个低质量的纯氦白矮星的脉动谱的计算，它的有效温度为0.3 M_{sun}。在进行这种计算时，我们采用了足够短的演化时间步长，使得对应于给定模型的本征模被用作下一个模型的本征模的初始近似。具体来说，我们计算了广泛的模式的周期，周期间距，本征函数，权函数，动能和变周期。值得注意的是，这是研究氦白矮星脉动特性的首次尝试。我们用这些实际的白矮星模型得到的解与Tassoul（1980）的高阶模渐近理论的预言是一致的。这表明，这里提出的代码是能够充分工作，也与现实的恒星模型。
2001-04-16 astro-ph
A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass
我们分析了一个不寻常的低质量白矮星，SDSSJ 123410.37 -022802.9（0335-264-52000），在我们最近发现的光谱，白矮星目录从SDSS DR 1数据发布。两个独立的，模型大气拟合结果在大气和恒星参数的准确测定。更多的实际分析得出$T_{\rm eff}$ = 17，470 $\pm$ 750 K和$\log g$ = 6.38 $\pm$ 0.05。我们认为，该对象不能是主序星A星，一个水平的分支或亚矮星B。相反，它被解释为一颗质量非常低的白矮星，核心由氦组成，质量（$\sim$ 0.18-0.19 $M_\odot$），类似于之前发表的毫秒脉冲星J1012+5307的不寻常伴星。这颗恒星可能仍然是双星，甚至可能有一颗未被发现或已死亡的脉冲星伴星。然而，伴星可能是一颗更普通的恒星，前提是洛希叶质量转移在现在可见的组成部分离开主序星后不久就开始了。第二个SDSS低质量白矮星候选者也被分析，但这个较暗物体的光谱质量较差。样本似乎包括其他类似的候选人，值得更准确的观察。要正确识别任何额外的极低质量的白矮星，都需要仔细的观察和解释。
2004-04-15 astro-ph
A New Evolutionary Path to Type Ia Supernovae: Helium-Rich Super-Soft X-Ray Source Channel
我们发现了一个新的演化路径Ia型超新星（SNe Ia）已被忽视在以前的工作。在这个假设中，一颗碳氧白矮星（C+O WD）不是起源于一颗拥有C+O核心的渐近巨星分支星，而是起源于一颗拥有$\sim 0.8-2.0 M_\odot$氦核心的红巨星。氦星是在第一次共同包层演化之后形成的，它演化为一个C+O WD $\sim 0.8-1.1 M_\odot$，并将一部分氦包层转移到次级主序星上。这条新的进化路径，加上质量吸积的白矮星产生的光学厚风，为超新星Ia提供了比以前更宽的通道。一部分的祖先系统被确定为发光的超软X射线源或像U Sco这样的复发新星，其特征是富氦物质的吸积。这颗白矮星以临界速率从一颗充满叶瓣、稍微进化的伴星上吸积富含氢、氦增强的物质，并将多余的物质随风吹散。这颗白矮星的质量增长到了克拉塞卡质量极限，并爆炸成为超新星Ia。理论估计表明，这个通道在我们银河系中的Ia型超新星的推断速率中占了相当大的一部分，即，这个速率比先前对有轻微进化伴星的白矮星的理论估计大约大10倍。
1999-02-21 astro-ph
The Dearth of Massive, Helium-Rich White Dwarfs in Young Open Star Clusters
在年轻、富疏散星团NGC 2099的方向上，获得了21颗白矮星（WD）的光谱。这代表了集群的总WD人口的一个可观的分数（>30%）。样品的平均导出质量为0.8 Msun -比现场WD中观察到的平均值大约0.2 Msun。一个令人惊讶的结果是，所有NGC 2099 WD都具有富氢大气（DA），但没有一个表现出富氦大气（DB）或任何其他光谱类别。在NGC 2099 WD的温度下，现场的数量比为DA/DB ~ 3.5。虽然在NGC 2099中没有发现DB WD的概率仅为2%，但如果我们将其他年龄相似的疏散星团中的WD也包括在内，那么年轻疏散星团中DB WD的缺乏就不太可能仅仅是一种统计波动。我们探讨可能的原因，缺乏DB在这些集群中，并得出结论，最有希望的情况下，在年轻的集群的DA/DB数比的差异是，热，高质量的WD不发展足够大的氦对流区，让氦被带到表面，并把一个富氢WD到富氦的。
2004-12-07 astro-ph
Mass-radius relations for white dwarf stars of different internal compositions
本工作的目的是通过使用一个完全更新的恒星演化程序，给出具有氦、碳、氧、硅和铁核的白矮星（WD）模型的精确和详细的质量-半径关系。我们认为质量从0.15至0.5钼的情况下的氦核心，从0.45至1.2钼的碳，氧和硅的核心和从0.45至1.0钼的情况下的铁核心。鉴于最近的测量，强烈建议的WD与铁为主的核心的存在，依巴谷，我们把注意力主要集中在有限的温度，质量半径的WD模型与铁内饰的关系。此外，我们探讨了引力，化学和热扩散对低质量氦WD模型与氢和氦信封的影响。
1999-09-29 astro-ph
The double-layered chemical structure in DB white dwarfs
利用含时元素扩散理论的预言，以自洽的方式研究了具有富氦大气的白矮星的结构和演化。我们对扩散的处理包括重力沉降、化学扩散和热扩散。OPAL辐射不透明度为任意金属丰度和碳和氧丰富的组合物。重点放在扩散模型的双层化学结构的演变。这种结构的特点是在富含氦、碳和氧的中间残余壳层上有一个纯氦的包层，被认为是脉动的DB白矮星，假设它们是缺氢的PG 1159后AGB恒星的后代。我们发现，根据恒星质量的不同，如果DB白矮星的祖先形成的氦含量小于\approx 10^-3 M_*，那么在DB脉动不稳定带期间将出现单层结构。我们还探讨了扩散演化的化学分层对我们的DB白矮星模型的绝热脉动性质的影响。在这种情况下，我们发现，不断演变的形状的化学配置文件转化为一个独特的行为的理论周期分布的情况下，其中的配置文件的形状被假定为固定在整个不稳定带的演变过程中。最后，我们将计算的范围扩展到富氦碳污染的DQ白矮星。特别是，我们推测，DQ白矮星与低检测到的碳丰度不会是PG 1159恒星的后代。
2004-01-15 astro-ph
The evolution of naked helium stars with a neutron-star companion in close binary systems
本文研究了质量为1.5 - 6.7太阳质量的氦星在有1.4太阳质量的中子星伴星的双星系统中的演化。这类系统被认为是B星质量在8 - 20 M_sun范围内的Be/X射线双星的残余，它们经历了B类或C类质量转移，并在共包层和旋入过程中幸存下来。轨道周期的选择使得氦星在中心的碳被点燃之前充满它的洛希瓣。我们区分情况BA（在氦芯燃烧过程中开始传质）和情况BB（在氦芯燃烧终止后，但在碳点火之前，发生罗氏瓣溢出）。我们发现1.5 - 2.9 M太阳氦星BA类物质转移的残余物是重CO白矮星。这意味着一颗最初质量为12 M太阳的恒星能够变成一颗白矮星。CO白矮星也是由1.5 - 1.8 M太阳氦星的BB壳质量转移产生的，而只有一个白矮星是由2.1 - 2.5 M太阳氦星形成的. BB情况下，质量更大的氦星与中子星伴星的质量转移将产生双中子星双星。我们能够区分Ib型超新星的祖先（如大质量氦星或系统在宽轨道）和Ic型超新星的祖先（如低质量氦星或系统在近轨道）。最后，我们推导出氦星质量与初始轨道周期关系图中的一个“回避区”，用于从氦星产生中子星。
2002-01-15 astro-ph
Model Atmosphere Analysis of Two Very Cool White Dwarfs
本文详细分析了非常冷的白矮星SDSS 1337+00和LHS 3250。改进的碰撞引起的氢分子吸收的模型大气计算表明，可以排除纯氢成分，并且在这些冷恒星中观察到的强红外吸收可以更好地解释为H2与中性氦的碰撞。结果表明，即使观察到的能量分布的整体形状可以合理地再现与富氦模型，6000 A附近的能量分布的峰值总是预测太窄。极端氦丰富的组合物推断这两个对象进行了讨论，在更广泛的背景下，极冷的白矮星在各种调查报告。
2002-07-31 astro-ph
Formation and evolution of a 0.242 Msun helium white dwarf in presence of element diffusion
一个0.242 Msun的天体最终成为氦白矮星是从洛希瓣脱离到非常低的光度演化而来的。在这样做的时候，我们使用我们的恒星代码，我们已经添加了一组例程，计算由于重力沉降，化学和热扩散的影响。初始模型是通过将质量抽象到1 Msun红巨星分支模型直到该模型开始向蓝演化的时刻来构造的。我们发现，元素扩散引入了显着的变化，在内部结构的恒星。特别是，模型经历了三次热核闪光，而不是我们在标准处理中发现的一次闪光。这一事实对进入最终冷却轨道时留在恒星中的氢的总质量分数有很大的影响。因此，在演化模型的后期阶段，扩散的特征在于更小的核能释放，并且与标准处理相比，它们的演化速度明显更快。我们发现，扩散被认为是预测的白矮星同伴的毫秒脉冲星PSR B1855+09的演化年龄与自旋下降的脉冲星的年龄很好的协议模型。
2000-10-09 astro-ph
DQ white-dwarf stars with low C abundance: Possible progenitors
本论文主要研究贫氢白矮星的演化，目的是探索不同的初始包层结构对富氦、碳污染的DQ白矮星中碳丰度的影响。特别是，DQ与低检测到的碳丰度和PG 1159，极端水平分支，富氦的北冕座R星（RCrB）之间的进化联系进行了探索。我们提出了完整的进化计算，考虑到元素扩散的自洽处理，以及进入白矮星制度后的外层化学分层的祖星的期望。我们发现PG 1159星不可能与任何低碳丰度的DQ白矮星有关。相反，我们认为后者可能是巨大的富氦RCrB恒星的后代。
2006-02-08 astro-ph
On the Spectral Evolution of Cool, Helium-Atmosphere White Dwarfs: Detailed Spectroscopic and Photometric Analysis of DZ Stars
我们提出了一个详细的分析，一个大的光谱和光度样本的DZ白矮星的基础上，我们最新的模型大气计算。我们修正了Bergeron，Leggett和Ruiz（12颗星）三角视差样本的大气参数，并分析了斯隆数字巡天中发现的147颗新的DZ白矮星。包括金属和氢在我们的模型大气计算导致不同的大气参数比那些来自纯氦模型。钙的丰度范围为log（Ca/He）= -12至-8。我们还发现，适合最冷的对象显示的特殊性，这表明我们的物理模型可能无法正确地描述在最冷的DZ恒星中遇到的高气压条件。我们发现，11颗三角对称DZ星的平均质量<M>为0.63 Mo，明显低于纯氦模型的<M>平均质量0.78 Mo，与其它类型的白矮星的平均质量符合得更好。我们确定氢丰度为27%的DZ星在我们的样本中，而只有上限获得低信噪比光谱数据的对象。我们以高度的置信度确认，氢的吸积率至少比金属的吸积率小两个数量级（在某些情况下高达五个），以与观测结果相一致。我们发现的氢丰度和有效温度之间的相关性，建议为第一次的经验证据的较低的温度边界的氢屏蔽机制。最后，我们推测DZA白矮星可能是薄的富氢大气层与下面的氦对流区对流混合的结果。
2007-03-29 astro-ph
S1040 in M67: A Post-Mass-Transfer Binary with a Helium-Core White Dwarf
利用哈勃望远镜的戈达德高分辨摄谱仪和暗天体摄谱仪获得了疏散星团M67中黄巨星S1040的光谱。S1040是一颗单线分光双星，周期为42.8d，在M67色星等图中位于巨星分支蓝方0.2等的红离散星。用紫外成像望远镜在1620 A处探测到的S1040提供了证据，证明次级恒星是一颗热的白矮星，因此S1040在CMD中的异常位置可能是由于先前的质量转移事件。我们的GHRS光谱显示了一个广泛的赖氨酸α吸收剖面，证实了白矮星的S1040二级识别。假设星系团距离为820秒差距，红化E（B-V）= 0.02，拟合GHRS光谱的模型大气产生Teff = 16，160 K，log g = 6.7，质量为0.22 Msun。从白矮星导出的异常低的质量意味着它必须有一个氦核，并且当它的祖先在较低的巨星分支上时，质量转移事件就已经开始了。我们构建了一个合理的质量转移的历史S1040，它起源于一个短（~2d）周期的二进制，并通过一个蓝色的离散阶段，达到目前的状态。
1997-03-10 astro-ph
The Helium White Dwarf orbiting the Millisecond Pulsar in the halo of the Globular Cluster NGC 6752
我们使用ESO甚大望远镜拍摄的深高分辨率多波段图像来识别位于银河系球状星团NGC 6752晕中的毫秒脉冲星（PSR J1911- 5958 A）的光学双星伴星。该天体是一颗蓝色恒星，其色星等图上的位置与低质量（M~0.17- 0.20 Mo）、低金属丰度氦白矮星（He-WD）在星团距离处的冷却序列一致。这是第二个被发现在GGC中绕毫秒脉冲星运行的He-WD。奇怪的是，这两个物体都被发现位于相同的He-WD冷却序列上。PSR J1911- 5958 A相对于球状星团中心（~ 6 '）的异常位置表明，该系统最近（<1 Gyr）由于强动力学相互作用而被从星团核心抛射出去。这里提供的数据可以将伴星的冷却年龄限制在一个相当窄的范围内（~1.2-2.8 Gyr），因此表明这种动力学遭遇必须作用于已经回收的毫秒脉冲星。
2003-09-04 astro-ph
The puzzling properties of the Helium White Dwarf orbiting the millisecond pulsar PSR J1911-5958A in NGC 6752
我们使用ESO甚大望远镜拍摄的相位分辨高分辨率图像和低分辨率光谱，研究了银河系球状星团NGC 6752晕中毫秒脉冲星\psr（以下简称COM J 1911 $-$ 5958 A）的低质量氦白矮星伴星的性质。径向速度曲线证实\com是围绕脉冲星运行的，并允许导出与NGC 6752很好地一致的双星系统的系统速度。这强烈地表明，该系统是一个成员的集群，尽管它非常偏移的位置（$\sim 74$核心半径）相对于核心。对轨道倾角（$\gapp 70^\circ$）和脉冲星质量（$1.2-1.5 {\rm M_\odot}$）的约束来自COM J1911 $-$ 5958 A的质量比$M_{PSR}/M_{COM}= 7.49\pm0.64$和光度特性。B波段的光变曲线显示了两个不相等的增亮阶段（分别为$Δ$ mag $\sim 0.3$和0.2），位于接近正交线的位置，并叠加在几乎稳定的基线发射上：这一特征非常令人惊讶，需要进一步研究。
2006-03-10 astro-ph
V803 Centauri: Helium Dwarf Nova Mimicking a WZ Sge-Type Superoutburst
我们观测了氦矮新星V803 Cen的长期行为，阐明了至少存在两种不同的状态（77-d超循环状态和类静止状态），它们在1- 2年的时间尺度上交替出现。在2003年6月的明亮爆发期间，我们还进行了时间分辨CCD测光活动。突出的整体外观非常类似的WZ Sge的2001年爆发的后期阶段，由初始峰值阶段（超爆发平台），倾角，和振荡（再亮）状态。在初始峰值阶段，我们检测到周期为0.018686（4）d = 1614.5（4）s的大振幅超级峰型变化，在振荡阶段，我们检测到周期为0.018728（2）d = 1618.1（2）s的变化。我们认为前者更好地代表了该系统的超级峰周期，后者的周期性可能更好地解释为产生于晚期超级峰。V803 Cen爆发的整体图像类似于WZ Sge型爆发，但显然具有比富氢的WZ Sge型恒星更高的质量转移率。我们认为，这种行为可能是在维持氦盘的热状态的困难的结果，或极端的质量比所产生的极低的潮汐扭矩的影响。
2003-10-01 astro-ph
Is KPD 1930+2752 a good SN Ia progenitor?
我们研究了一个初始轨道周期为2 h 17 m的双星系统的演化，该双星系统包含一颗0.5 M太阳的氦星和一颗0.97 M太阳的白矮星伴星，类似于Ia超新星的候选祖先KPD 1930+2752。我们证明了氦星完成核心氦燃烧，并在组件合并之前成为白矮星。最有可能的结果是合并的组件是形成一个巨大的白矮星，尽管最初的总质量的系统是以上的阿布拉塞卡质量。
2001-07-03 astro-ph
