Discovery of a Magnetic DZ White Dwarf with Zeeman-Split Lines of Heavy Elements
一项对以前未研究过的Luyten半秒自行星的光谱调查发现了两颗新的冷磁白矮星。一（LHS 2273）是一颗常规的DA星，T= 6,500 K，具有塞曼分裂的H α和H β，一个简单的模型表明其极场强度为18.5 MG。然而，白矮星LHS 2534被证明是第一个显示塞曼分裂的Na I和Mg I成分的磁DZ，以及CaI和CaII线，其中塞曼组分被混合。Na I分裂导致平均表面场强估计为1.92 MG。除了磁场之外，LHS 2534是T ~ 6,000 K的最厚和最冷的DZ白矮星之一。
2001-01-08 astro-ph
A Very Low-Luminosity, Very Cool, DC White Dwarf
恒星LHS 3250被发现是一颗距离30 pc的白矮星。它的绝对星等（M_V = 15.72; M_bol = 16.2）使它成为已知最不明亮的白矮星之一。它的光谱没有显示任何特征，表明它具有DC分类，并且它没有显示可检测的偏振，表明它没有非常强的磁场。然而，它的宽带颜色显示它具有独特的光谱能量分布，在BVI和其他宽带光度测量中，它从所有其他恒星中脱颖而出。我们讨论了这些性质，并得出结论，LHS 3250必须是一个非常冷的白矮星与强烈的碰撞诱导吸收在红红外波长的分子氢，符合非常冷的白矮星大气模型。如果是这样的话，它是已知的第一颗这样的恒星，也是第一颗提供观测证据支持这些模型的恒星。这表明，其他非常冷的白矮星，无论是晕白矮星还是最古老的盘状白矮星，也可能有受类似吸收影响的颜色。LHS 3250的大气成分尚不清楚，因此它的温度很难确定。它可能是一颗质量为0.3-0.45太阳质量的氦核星，是密近双星系统中质量转移的产物。然而，在更好地了解其温度之前，其质量和年龄仍然不确定。
1999-06-03 astro-ph
Observations of Ultracool White Dwarfs
我们对白矮星LHS 3250和WD 0346+246进行了新的光谱和光度测量。与F351-50一样，这些白矮星是已知的最冷的白矮星，它们的有效温度都低于4000 K。他们的成员在星系晕人口进行了讨论，并详细比较所有三个对象与新的大气模型。新模型考虑了混合H/He大气的影响，并表明WD 0346+246和F351-50主要有氦大气，只有微量的氢。LHS 3250可能是一个双简并体，其平均辐射温度在2000 - 4000 K之间，但新的模型未能解释这个物体。
2001-01-16 astro-ph
The Solar Neighborhood IX: Hubble Space Telescope Detections of Companions to Five M and L Dwarfs within 10 pc of the Sun
利用哈勃空间望远镜（HST）的近红外照相机和多目标光谱仪（NICMOS）观测到了距离太阳10 pc以内的5颗M矮星和L矮星的低质量伴星。使用HST Advanced Camera for Surveys（ACS）和Fine Guidance Sensor 1 r（FGS 1 r）进行的后续观测分别证实了我们对L4.5矮星GJ 1001 B（LHS 102 B）和M5矮星LHS 224的同伴的NICMOS发现。阿帕奇角天文台的天体物理研究联盟3.5米望远镜获得的图像证实了我们发现的M3矮星G 239-25的伴星。我们的NICMOS图像证实了先前怀疑的M3矮星GJ 54和GJ 84的双重性。GJ 1001 BC和LHS 224 AB的成分在所有的ACS和/或NICMOS带通中具有几乎相等的光度。在一个FGS 1 r带通和四个NICMOS带通中，GJ 54 A和B的幅度相差<~ 1。GJ 84 B和G 239- 25 B在NICMOS带通中比它们的同伴M3暗约4等。根据我们的NICMOS测光，我们估计GJ 84 B和G 239- 25 B的光谱类型分别为M7和M8，质量接近持续氢燃烧的下限。GJ 1001 BC、GJ 54 AB和LHS 224 AB的视间距表明轨道周期小于5年。这些双星矮星是持续天体测量监测的理想候选者，将迅速产生精确的动态质量，以限制低质量恒星和棕矮星的质量-光度关系…
2004-08-10 astro-ph
Spectral type dependent rotational braking and strong magnetic flux in three components of the late-M multiple system LHS 1070
我们显示了附近晚M型多重系统LHS 1070的A、B和C分量的高分辨率光谱。成分A是一颗中等质量的恒星，B和C的质量都在褐矮星的临界值。从我们的光谱，我们测量旋转速度和平均磁场的所有三个组件单独。我们发现，在所有分量中，磁通量的数量级为几千高斯。两个晚M天体B和C的自转速度相似（vsini = 16 km/s），而早M天体A的自转速度只有前者的一半。这表明在晚M光谱类型下的净旋转制动减弱，并且缺乏缓慢旋转的晚M和L矮星是真实的。此外，我们发现，磁通量在B组件中是在组件C在类似的旋转速度的两倍强。这表明在完全对流的物体中，旋转制动与磁场强度不成比例，并且不同的场拓扑是低质量物体中弱制动的原因。
2007-07-11 astro-ph
The Solar Neighborhood XIII: Parallax Results from the CTIOPI 0.9-m Program -- Stars with mu >= 1"/year (MOTION Sample)
我们提出了第一套明确的三角视差和自行从Cerro Tololo美洲天文台视差调查（CTIOPI）。全面的天体测量方案进行了讨论，包括参考星的选择方法，差分颜色折射校正，相对绝对视差的转换。利用CTIO 0.9 m观测数据，给出了36个自行速度大于1 \farcs 0/yr的红矮星和白矮星系统的天体测量全解和$VRIJHK_s$测光结果。其中，33个系统首次出现三角松弛，其中包括$δ$ $=$ 0以南没有松弛的41%的运动系统（自行大于1 \farcs 0/年的系统）。其中四个系统是RECONS 10 pc样本的新成员，其第一个精确的三角函数在这里发布：DENIS J1048-3956（4.04 $\pm$ 0.03 pc），GJ 1128（LHS 271，6.53 $\pm$ 0.10 pc）、GJ 1068（LHS 22，6.97 $\pm$ 0.09 pc）和GJ 1123（LHS 263，9.02 $\pm$ 0.16 pc）。此外，还发现了两对红亚矮星-白矮星对LHS 193 AB和LHS 300 AB。这颗白矮星第二次坠落在HR图上一个以前未知的区域。
2005-02-15 astro-ph
Optical spectroscopy of high proper motion stars: new M dwarfs within 10 pc and the closest pair of subdwarfs
我们目前的光谱59附近的恒星候选人，M矮星和白矮星，以前确定使用高自行目录和DENIS数据库。我们回顾了现有的光谱分类方案和光谱视差校准在近红外$J$波段，并推导出光谱类型和附近的候选人的距离。42颗恒星的光谱距离小于25 pc，其中三颗是白矮星。两个目标位于10 pc以内，一颗M8星位于10.0 pc（APMPM J 0103 -3738），一颗M4星位于8.3 pc（LP 225-57）。其中一颗恒星，LHS 73，被发现是为数不多的位于20 pc范围内的次矮星之一。此外，它与LHS 72可能属于我们所知的最近的一对次矮星。
2006-09-15 astro-ph
Hot Accretion onto White Dwarfs in Quiescent Dwarf Novae
我们提出了动态一致的解决方案，热吸积到非磁化，旋转白矮星（WD）在五个静止的矮新星。在RX和，SS Cyg，U Gem，VW Hyi和WZ Sge中测得的WD旋转速率（和其他系统参数）意味着WD的自旋下降由一个扩展的热流发射其大部分X射线在恒星表面附近。在一般情况下，能量平流是不存在的，流动是稳定的对流和流体动力外流。在快速旋转的系统中，X射线光度只提供了一个上限的静态吸积率，因为大量的恒星自旋下降的光度。我们认为，在静止的矮新星热流的存在下，可能会限制长期WD旋转率显着次开普勒值。
2001-12-07 astro-ph
Low Rate Star Formation Activity During Quiescent Phases in Dwarf Galaxies
对静止的矮星系和低表面亮度星系的观测表明，在矮星系中，在爆发之间的静止阶段，可能会发生连续的低速率恒星形成。因此，我们已经使用了分光光度计模型来重现观测到的丰度在IZw 18，假设只有一个低的恒定的恒星形成率。我们的结论是，这样一个连续的低恒星形成率不能被忽视，特别是当考虑到非常金属贫对象的化学演化。
1998-06-12 astro-ph
Analysis of a Very Massive DA White Dwarf via the Trigonometric Parallax and Spectroscopic Methods
通过两种不同的方法，我们证明了LHS 4033是一个质量极大的白矮星，接近其可能的质量上限，不稳定的电子捕获破坏。从本文报道的精确三角视差中，有效温度（T= 10，900 K）和恒星半径（R=0.00368 R_sun）直接由宽带光谱能量分布确定--视差法。有效温度和表面重力也估计独立于所观察到的巴耳末线轮廓与纯氢模型大气-光谱法（T=10,760 K，log g=9.46）预测的那些同时拟合。LHS 4033的质量是根据适用于白矮星的理论质量-半径关系推导出来的。视差法得到的内部成分从纯镁到纯碳的质量估计值分别为1.310- 1.330 M_sun，而光谱法得到的核心成分相同的质量估计值为1.318- 1.335 M_sun。这颗恒星是质量最大的白矮星，这两种技术已经进行了有力的比较。
2003-12-22 astro-ph
The behaviour of quiescent accretion discs in dwarf novae
我们提出了一个简单的解释矮新星爆发之间观察到的恒定平均亮度。吸积盘的总能量耗散率的长期变化所带来的表面密度，温度和盘半径的变化，可以通过一个小的，临界稳定的热的内部区域的逐渐冷却来调节。矮新星吸积盘的二维随时间变化的数值模型支持这一假设。
2003-09-23 astro-ph
Quiescent X-ray emission from an evolved brown dwarf ?
我报告了Gl 569 Bab的X射线检测。在钱德拉天文台25千秒的观测中，这颗褐矮星首次在X射线中与耀斑主星G1569 A空间分离。与G1569 A相伴，这对褐矮星的年龄被限制在300-800百万年。这里呈现的观测结果只是对一颗进化中的褐矮星的第二次X射线探测。大约一半的观测时间是由G1569 Bab上的大耀斑主导的，其余的时间是以微弱和不变的发射为特征的，略高于检测限。这种发射--如果与耀斑的余辉无关--代表了第一次探测到棕矮星上的静止日冕，代表了亚恒星区域发电机之谜的重要组成部分。
2004-09-27 astro-ph
New brown dwarf companions to dM(e) stars
我们提出了新的天体测量和光谱数据，以确认两个新的M/L矮系统，G124-62和LHS 5166，并讨论了第三个系统（LP 261 -75）的性质。根据M矮星的各种活动-年龄关系，讨论了L矮星伴星的年龄和质量测定。这份出版物将更新广泛分离的亚恒星伴星到附近恒星的列表。
2005-09-09 astro-ph
Quiescent Radio Emission from Southern Late-type M Dwarfs and a Spectacular Radio Flare from the M8 Dwarf DENIS 1048-3956
我们报告的结果进行了无线电监测计划，在澳大利亚望远镜紧凑阵列，以寻找从附近的七个南方晚型M和L矮星的静态和耀斑发射。两个晚型M矮星，M7 V LHS 3003和M8 V DENIS 1048 - 3956，在4.80 GHz的静态发射中被检测到。观测到的辐射与在B>~10 G磁场中，源密度n_e <~10^9 cm ^-3的轻度相对论性（~1 - 10 keV）电子的光学薄回旋同步辐射一致。DENIS 1048 - 3956也在两个壮观的短寿命耀斑中被探测到，一个在4.80 GHz（峰值f_nu = 6.0 +/-0.8 mJy），另一个在8.64 GHz（峰值f_nu = 29.6 +/-1.0 mJy），大约10分钟后。这些事件的高亮温（T_B>~10^13 K）、短发射周期（~4-5分钟）、高圆偏振（~100%）和明显窄的光谱带宽意味着在高电子密度（n_e~10^11-10^12 cm ^-3）和高磁场强度（B~1 kG）的区域中存在相干发射过程。如果这两个耀斑事件是相关的，那么发射中明显的频率漂移表明发射源要么移动到电子或磁通量密度较高的区域;要么被压缩，例如，通过扭曲磁力线或气体运动。来自射电发射M矮星的静态通量违反了Gudel-Benz经验射电/X射线关系，证实了Berger等人先前注意到的趋势。
2005-02-17 astro-ph
Quiescent observations of the WZ Sge type dwarf nova PQ Andromedae
我们得到了激变变星PQ_A在静止时的时间序列光谱。光谱显示了一个白矮星连续谱，在强的巴耳末吸收上叠加了窄的巴耳末发射。发射线具有强度随时间变化的蓝色和红色分量。对H $α$发射线的分析表明，在周期间隙之下有一个短的轨道周期。由于它缺乏吸积盘的特征，它的大而罕见的爆发，以及低于周期间隙的轨道周期，PQ And可能是一个类似于WZ Sge的低吸积率天体。此外，白矮星模型的拟合表明PQ And是一个很好的ZZ Cet候选星.
2004-10-20 astro-ph
SDSS J210014.12+004446.0: A New Dwarf Nova with Quiescent Superhumps?
我们报告了斯隆数字巡天激变变星SDSS J210014.12+004446.0（以下简称SDSS J2100）的后续观测。我们获得了测光和光谱在爆发和静止状态，提供了第一个静态光谱的这个来源。在这两种状态下，非正弦光度调制都很明显，暗示着超级驼峰，将SDSS J2100置于矮新星的SU UMa子类中。爆发期和平静期的周期相差很大，分别为2.099 ± 0.002小时和1.96 ± 0.02小时。我们的相位分辨光谱在爆发期间产生了约2小时的轨道周期的估计，符合测光。在静止期出现短周期调制是不寻常的，但不是唯一的。另一个非典型的特征是巴耳末发射线在静止时相对较弱。总的来说，我们发现SDSS J2100和研究充分的超级驼峰激变变星V503天鹅座之间有着密切的相似性。通过类比，我们认为，静态调制是由于一个倾斜的吸积盘-产生负的超级驼峰-和调制爆发是由于正的超级驼峰从一个椭圆盘的进动。
2005-01-11 astro-ph
Fe XIII coronal line emission in cool M dwarfs
我们报告的Fe十三禁冕线在3388.1 <$的样本中的15个M型矮星覆盖整个光谱类，以及不同的活动水平的搜索。LHS 2076在一次大耀斑期间被清晰地探测到，而CN Leo则在之前被发现过。对于其他一些明星来说，情况并不十分清楚。对于CN狮子座，我们调查的Fe十三行的定时行为，并报告了高水平的变化的时间尺度上的小时，我们归因于微耀斑加热。
2004-01-08 astro-ph
Transition Region Emission From Very Low Mass Stars
我们目前的结果，从我们的周期10 HST计划，以寻找过渡区的发射在非常低的质量，主序星的光谱范围M7-M9。我们的计划旨在1）检测发射;和2）区分燃烧和静止的发射源。我们获得了三颗活动的极低质量恒星（VB 8，VB 10和LHS 2065）的HST/STIS时间序列观测结果，这些恒星在过渡区线包括Si IV，C IV，He II中表现出持续的活动。在过渡区线的发射似乎是可变的曝光之间，但总是观察到。在VB 10上的一次10分钟曝光中也观察到强烈的闪光。我们的研究结果表明，活跃的，非常低质量的恒星保持一个持久的静态色球和过渡区，这是类似于在活跃的，早期的M型矮星，在相反的建议，这些低质量的，主序星只表现出相对较强的耀斑，没有静态发射。
2003-04-29 astro-ph
The Quiescence of Dwarf Novae and X-ray Transients
我们对静止矮新星和X射线瞬变中吸积盘的结构和性质的了解是非常有限的。在静止期的观测挑战了一些标准的磁盘不稳定性模型（DIM）的预测。我们对粘性的性质的忽视可能是静态圆盘模型中不确定性的主要来源。一个"分层吸积“替代DIM，其中吸积通过X射线电离表面层进行，说明了这些不确定性的大小。静止圆盘中氢分子的检测可以提供对粘度性质的直接约束。
2001-08-17 astro-ph
The high-field magnetic white dwarf LP 790-29: not a fast rotator
我们已经研究了性质的磁性白矮星LP 790-29 = LHS 2293的偏振监测，寻找短期的变化。没有发现周期性，我们可以排除旋转周期之间的4秒和1.5小时的高置信度。当R波段圆偏振的平均值为V_R = +9.1+/-0.3%时，正弦变化的最大幅度为Δ R < 0.009 mag和Δ V_R < 0.7%。结合其他作者的早期结果，我们的观察表明LP 790-29实际上是一颗旋转非常缓慢的单颗白矮星，而不是一颗未被识别的快速旋转星和/或伪装的激变变星。
2001-12-04 astro-ph
New neighbours: IV. 30 DENIS late-M dwarfs between 15 and 30 parsecs
我们提出了30个新的附近（d<30 pc）红矮星候选者，估计光谱类型M6至M8。26个是直接从DENIS数据库中选取的，另外4个是从LHS目录中首次提取的，并与DENIS对应物进行交叉鉴定。它们的自行是在MAMA测量机上测量的，跨度为13至48年，大于0.1角秒/年，排除了它们是巨星的可能性。他们的距离估计从丹尼斯颜色和红外颜色星等的关系和范围之间的15和30 pc。
2001-10-27 astro-ph
The origin of dwarf ellipticals in the Virgo cluster
我们研究了室女星系团中的矮星（L_H < 10^{9.6} L_Ho）形成星系和静止星系的演化，并将它们的紫外-射电厘米级性质与多区化学-分光光度模型的预测进行了比较。我们的模型模拟了一个或多个冲压压力剥离事件和星系饥饿。模型预测，所有形成恒星的矮星系第一次进入星团时，都会释放大部分（如果不是全部的话）原子气体，在短时间尺度（<1.5亿年）内熄灭它们的恒星形成活动。这些矮星系很快变成红色和静止的，富含气体金属的物体，其分光光度和结构特性与矮椭圆星系相似。年轻、低光度、高表面亮度的恒星形成星系，如晚型螺旋星系和BCDs，可能是相对大质量矮椭圆星系的祖先，而低表面亮度的麦哲伦不规则星系很可能演变成非常低表面亮度的静止天体，在地面成像调查中几乎无法检测到。少数矮星系的物理性质介于恒星形成和静止系统之间，这与两个矮星系群之间的快速（< 1 Gyr）过渡相一致。这些结果，结合统计的考虑，是一致的想法，大多数矮椭圆形主导的室女座光度函数的暗端最初的恒星形成系统，吸积的集群和剥离的气体由一个或随后的冲压压力剥离事件。
2008-01-14 astro-ph
The self regulating star formation of gas rich dwarf galaxies in quiescent phase
富气矮不规则星系（dIrrs）的幕式或间歇式恒星形成历史（SFHS）是理解其整个演化历史的一个长期难题。要解决这个难题，我们必须掌握是什么物理机制导致了第一次星爆阶段之后在非常富气的条件下恒星形成的静止阶段。我们认为，这一静止阶段是保持缺乏氢，这可能是重要的冷却剂，以产生下一代的恒星在低金属环境，如dIrrs。此外，在dIrrs中，通过气相反应生成的H2可能在尘埃颗粒表面上占主导地位，因为它们的星际介质（ISM）非常丰富，并且dIrrs的典型尘气比（D_dIrrs = 1.31 x 10^-2 D_MW，其中D_MW是局部ISM的值）与临界值D_cr ~ 10^-2 D_MW处于同一数量级。由于H-是气相H_2生成的重要中间体，当气相H_2生成占主导地位时，H_2的缺乏主要是由H-破坏引起的。H-被前一个星暴阶段诞生的所有恒星的辐射所破坏，因为破坏H-的红外光子可以穿透dIrrs的整个ISM。考虑到时间尺度最长的物理过程是控制全球恒星形成的主要过程，我们可以证明这种H2的缺乏导致了恒星形成的静止阶段。因此，我们认为，在研究dIrrs的SFH时，应适当处理破坏H-并导致低H2丰度的恒星辐射。
2004-08-31 astro-ph
Radiation from Dwarf Nova Discs
我们使用Sznov和Wehrse（1991）的程序模拟了静止矮新星盘的垂直结构和发射特性。我们发现，在HT Cas的情况下，静态光盘必须是光学薄，与标准光盘不稳定模型的要求相矛盾。我们发现粘度参数α> 1。虽然这是远远低于等温板模型中获得的值（~ 100），它是不符合吸积盘模型的假设。
1998-06-04 astro-ph
Orbital Period of the Dwarf Nova RXS J053234.9+624755
我们报告光谱学的新发现的SU大熊座矮新星确定的X射线源RXS J053234.9+624755。在静止状态下，H-α发射线的径向速度给出了0.05620（4）d（80.93分）的轨道周期，这是SU UMa恒星中最短的周期。我们还报告了静止的矮新星和周围恒星的UBVI星等。利用先前对超级峰周期的测量，我们发现超级峰的分数过剩周期为0.016（4），这在这个周期范围内的矮新星中并不典型。
2006-07-05 astro-ph
Advection-Dominated Accretion Onto Weakly-Magnetized White Dwarfs
弱磁化白矮星（WD）以<=10^16 g/s的速率吸积，其边界层径向扩展，温度高，光学厚度薄，并将其内部耗散的能量输送出去（Narayan & Popham 1993）。出于这一动机，我在这里构建一个平流主导的吸积流（ADAF）周围的WD，应用于静止的矮新星（DN）的理想化的光谱模型。ADAF中气体的韧致辐射冷却，温度范围从几keV到几十keV，可以解释静态DN的X射线发射特性。如果由流动平流的能量在WD大气中被热化，则从整个恒星表面（温度T_eff ~ 5eV的黑体）产生的发射大大超过X射线光度。该极紫外组分提供了在0.055-0.28 keV频带中的通量，该通量足以通过盘材料的光电离来为静态DN的强HeIII 4686发射线供电。通过冷的外部薄盘对ADAF X射线发射进行再处理也可能导致可观察到的铁K α荧光发射线，其可用于探测吸积流的几何形状。现有的观测数据表明，ADAF在静止DN中的存在并不普遍，而未来的观测，特别是X射线卫星钱德拉和XMM-牛顿，有可能在有希望的候选人中检测到热流的签名。
2000-07-13 astro-ph
Dwarf Novae at Low Mass Transfer Rates
我们表明，如果在静止的矮新星系统的吸积盘的内部区域被删除的磁中断或蒸发的虹吸流，其余的光盘是全球稳定的质量传递速率$\lta 10^{15}$ g S $^{-1}$。这意味着这些系统中的（超级）爆发必须由来自伴星的增强的质量传递触发。我们认为，缺乏正常的爆发WZ Sge的结果，只有从其低的质量传递速率，在其光盘的粘度不必是几个数量级低于其他静止的矮新星。
1995-09-01 astro-ph
Physical Parameter Eclipse Mapping of the quiescent disc in V2051 Ophiuchi
我们使用物理参数日食映射方法分析了激变变星V2051 Oph的同步UBVR静态光变曲线，以便首次绘制盘的气体温度和表面密度。光盘出现光学厚的中心区域，并逐渐成为光学薄的光盘边缘或显示越来越多的主导性的温度反演在光盘色球层。在光盘的气体温度范围从约13500 K附近的白矮星约6000 K在光盘的边缘。盘的中间部分具有9000 K至6500 K的温度。静止盘（色球）显示出一个突出的明亮区域，温度为10500 K左右的影响区域的流从二次向较小的方位角延伸。该盘的大小为0.53 ± 0.03 RL 1，质量吸积率在dM/dt = 10^15 g/s到10^17 g/s之间。光变曲线必须包括一个未被食的分量，一个热色球层和/或一个盘风。PPEM方法允许我们确定146+-20pc的新距离，与先前的粗略估计兼容。对于白矮星，如果白矮星的下半球被星盘遮蔽，那么我们重建的温度为19600 K。我们发现，虽然V2051 Oph与SU Uma型矮新星HT Cas，OY Car和Z Cha非常相似，但为了解释其独特的光变曲线，必须有实质性的差异。更多细节和结果见论文。
2002-03-26 astro-ph
Emission processes in quiescent neutron star transients
我们回顾了由中子星主星和晚矮星伴星（也称为软X射线瞬变）在其静止状态下所形成的瞬变系统的观测特性。我们重点关注提出的几种发射机制，并尝试将它们与观察结果进行比较。最后，我们回顾新的工具，以提高我们的理解的物理发射过程。
2003-11-10 astro-ph
An X-ray Flare Detected on the M8 Dwarf VB 10
我们使用ROSAT高分辨率成像仪在极低质量恒星VB 10（GL 752 B; M8 V）上检测到了一次X射线耀斑。VB 10是最新类型（最小质量）的主序星，已知表现出日冕活动。X射线是在一次持续22千秒的观测中的一个1.1千秒的片段中探测到的。这个耀斑释放的能量大约是10^27尔格/秒。这至少比VB 10的静态X射线亮度大两个数量级，VB 10的静态X射线亮度还有待测量。这个X射线耀斑在性质上与Linsky等人（1995年）使用哈勃太空望远镜上的戈达德高分辨率光谱仪观测到的远紫外耀斑非常相似。我们讨论了耀斑和静止X射线亮度之间的巨大差异的原因，包括VB 10根本没有静止（10^6 K）日冕等离子体的可能性。
2000-02-03 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
X-rays from Quiescent Low-Mass X-ray Binary Transients
我认为，这是非常不可能的X射线从静止的黑洞低质量的X射线二进制瞬态发射的日冕的伴星。我表明，在一个简单的模型中，这些X射线发射的ADAF填充内部的不稳定，矮新星型光盘，X射线光度与轨道周期。我预测什么值的X射线光度从黑洞瞬态系统应观察钱德拉和XMM-牛顿。
2000-06-16 astro-ph
White Dwarf Heating and Subsequent Cooling in Dwarf Nova Outbursts
我们遵循随时间变化的热演化的白矮星（WD）经历突然吸积在矮新星爆发，使用模拟和分析估计。爆发后的光变曲线清楚地分为早期时，WD流量高，后期时，流量接近静止水平。这两个制度之间的休息，发生在一个时间的顺序的爆发持续时间，对应于热扩散波到达的基础上的新鲜吸积层。我们的主要结果是，在爆发后很长一段时间，关于静止通量的分数通量扰动随时间按幂律衰减（而{ \it not}按指数衰减）。我们使用这个结果来构建一个简单的拟合公式，产生估计的静态通量和吸积柱，即总吸积质量除以WD表面积。WD的质量并不很好地限制了后期光变曲线单独，但它可以推断，如果吸积质量是已知的观测。我们比较我们的工作与充分研究的爆发WZ Sge，发现冷却是很好地描述了我们的模型，给出了一个有效的温度$T_{\rm eff}=14,500 {\rm K}$和吸积柱$Δy\approx10^6 {\rm g cm^{-2}}$，在协议与Godon等人的建模。为了调和这个吸积柱与吸积质量推断的热吸积光度，一个大WD质量$\gtrsim1.1M_\odot$是必要的。我们的幂律结果是一个有价值的工具，使快速估计的突出属性。我们表明，拟合晚时间光变曲线与此公式产生的预测列内的20%，估计从我们的完整的数值计算。
2005-03-30 astro-ph
X-ray Observations of the Boundary Layer in Dwarf Novae at Low Accretion Rates
我们提出了一个光谱分析的XMM-牛顿数据的10个矮新星，其中9个是在静止状态下观察到的。的X射线光谱表明存在一个热的，光学薄等离子体的温度分布与一个简单的，等压冷却流一致。X射线发射的可能来源是边界层中的冷却等离子体沉降到白矮星上。使用冷却流模型，我们得到的温度，吸积率，旋转速度，和元素丰度的X射线发射气体。我们讨论了我们的研究结果的边界层的结构的影响。通过比较X射线和紫外线的光度，没有发现在任何静止的矮新星中存在暗边界层的证据。EI UMa的X射线谱与其他天体的谱有很大的不同，表现出强的Fe K-α荧光线和强的O VII三重线。基于观测证据，我们认为，EI UMa是最有可能的中间极性，而不是以前认为的矮新星。
2005-03-04 astro-ph
Coronal properties of the EQ Peg binary system
早型和晚型M型矮秆的活动指标有明显差异。早期M矮星的日冕显示出高的X射线光度和温度，明显的逆FIP效应，以及频繁的耀斑，以至于在许多情况下无法定义静止水平。对于晚M型矮星，观测到的耀斑较少，但更为剧烈，静态X射线光度也低得多。为了探讨日冕性质与活动M矮星光谱类型之间的关系，我们分析了EQ Peg双星系统的M3.5和M4.5分量，并与其他光谱类型为M0.5至M5.5的活动M矮星进行了比较。我们调查的EQ Peg系统的两个组件的定时行为，重建他们的差分发射测量，并调查日冕丰度比的基础上，从他们的钱德拉HETGS光谱的发射测量独立的线比。最后，我们测试在不同的活动状态的密度变化。EQ Peg A（M3.5）的X射线光度比EQ Peg B（M4.5）亮6-10倍。像大多数其他活跃的M矮星一样，EQ Peg系统显示出相反的FIP效应。这两种成分的丰度在误差范围内是一致的;然而，当比较两颗恒星的静止状态时，似乎有一种趋势，即在不太活跃的EQ Peg B中，逆FIP效应不太明显。我们与其他M矮星的比较支持了这一趋势。随着X射线光度随着光谱类型的增加而降低，日冕温度和耀斑速率也会降低。所观察到的丰度异常的幅度，即逆FIP效应，下降;然而，与太阳丰度的明显偏差仍然存在。
2008-10-01 astro-ph
The discovery of X-ray binaries in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们报告的结果深钱德拉调查的玉夫座矮球状星系。我们发现五个X射线源的$L_X$至少为$6\times10^{33}$尔格/秒，光学同行建立他们的雕塑家的成员。这些X射线亮度表明这些源是X射线双星，因为没有其他已知的银河系点源可以达到0.5-8 keV的亮度这么高。发现这些系统明确地证明了这样的物体可以存在于一个古老的恒星星族中，而不需要恒星碰撞。其中三个天体具有高度演化的光学对应物（巨星或水平分支星），另外三个源的X射线光度在包括静态低质量X射线双星和最亮的磁激变变星的范围内。我们预测，对银河系的大面积调查也应该会发现大量的静止X射线双星。
2005-09-15 astro-ph
Models of Soft X-Ray Transients and Dwarf Novae
本文提出了软X射线瞬变的模型，并与观测作了比较.讨论了静止瞬态源中内平流主导流的重要性，以及标准外吸积盘的全局稳定性问题。并与矮新星模型中的类似问题作了比较。
1995-09-01 astro-ph
A Chandra Search for Coronal X Rays from the Cool White Dwarf GD 356
我们报告了钱德拉X射线天文台对单个冷磁白矮星GD 356的观测结果。为了与其他单颗白矮星的X射线观测结果进行一致的比较，我们还重新分析了GD 356（GJ 1205）、G 99-47（GR 290 = V1201 Ori）、GD 90、G 195-19（EG 250 = GJ 339.1）和WD 2316+123以及LHS 1038（GJ 1004）和GD 358（V777 Her）的存档Chandra数据。我们的钱德拉观测没有探测到GD 356的X射线，这为任何冷白矮星的X射线光度设定了最严格的上限--对于1 keV的热韧致辐射光谱，L_{X} < 6.0 x 10^{25}尔格/秒，置信度为99.7%。电子密度的相应极限是n_{0} < 4.4 x 10^{11} cm^{-3}。我们对存档数据的重新分析证实了原始研究者报告的未检出。我们讨论了我们和以前的观测模型从白矮星日冕发射的影响。对于磁性白矮星，我们强调更严格的限制所施加的回旋辐射。此外，我们描述（在附录中）的统计方法，用于检测源和约束源的强度，即使在源或背景事件的数量很小时也适用。
2006-09-20 astro-ph
Spectra of accretion discs around white dwarfs
本文用改进和更新后的Sauvov & Wehrse（1991）模型计算了白矮星周围吸积盘的光谱。新版本包括线不透明度和对流能量传输，并可用于计算光谱的热盘在明亮的系统（新星-类变量或矮新星爆发），以及光谱的冷吸积盘在静止的矮新星。
2008-02-04 astro-ph
HST/ACS Imaging of Omega Centauri: Optical Counterpart for the Quiescent Low-Mass X-Ray Binary
我们报道了在半人马座球状星团欧米茄（NGC 5139）中发现的一颗静止中子星的光学对应物。这颗恒星是我们使用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机（ACS）对欧米茄Cen进行宽视场成像研究的一部分。它的星等和颜色（R_625 = 25.2，B_435-R_625 = 1.5）使它在主序的蓝色一侧超过1.5等。通过H-α滤波器，它比M_625等的星团恒星亮约1.3等。蓝色和H-α过剩表明存在一个吸积盘，这意味着中子星是从一个双星伴星吸积而来的，因此是一个静止的低质量X射线双星。如果伴星是主序星，那么它的绝对星等（M_625~11.6）会限制它的质量很低（M <~0.14 Msolar）。盘（M_435~13）的暗淡表明中子星上的吸积速率很低。我们还发现了13个可能的白矮星和3个可能的天龙座BY星在20 "x 20"的区域分析这里，这表明大量的白矮星和活跃的双星将在完整的ACS研究中观察。
2004-07-02 astro-ph
A study of X-ray flares - I. Active late-type dwarfs
利用XMM-牛顿天文台的观测数据，给出了6颗晚型G-K活动矮星（V368 Cep，XI Boo，IM Vir，V471 Tau，CC Eri和EP Eri）观测到的X射线耀斑的时间和光谱特征。所有的恒星都被发现频繁地闪烁，总共有17个耀斑被检测到高于“静止”状态的X射线发射，从0.5到8.3 x 10^{29} erg/s不等。最大的耀斑是在一个低活动性的矮星XI Boo中观测到的，其衰变时间为10 ks，峰值耀斑光度与“静止”状态光度之比为2。我们利用色图和详细的光谱分析研究了耀斑的光谱变化。X射线光变曲线的指数衰减、等离子体温度和发射量度的时间演化与致密太阳耀斑中观测到的相似。本文根据流体动力学耀斑模型导出了耀斑的半环长度。耀斑环的大小被发现是小于恒星半径。流体动力学耀斑衰变分析表明，在大多数耀斑的衰变过程中存在持续加热。
2008-05-26 astro-ph
XMM-Newton observations of the nearby brown dwarf LP 944-20
2001年1月7日，XMM-牛顿卫星观测到了附近的褐矮星LP 944 -20（d=5.0 pc）。用光学监视器（V=16.736 $\pm$ 0.081）探测到目标，但在用X射线望远镜观测$\approx 48$ ks期间没有探测到目标。我们确定的$3σ$上限的X射线发射从这个对象的$L_{X}<3.1 \times 10^{23}$ $ergs \cdot s^{-1}$，相当于一个光度比上限的$\log{(L_{X}/L_{bol})} \le -6.28$。该测量将先前\emph{Chandra}对静态X射线通量的限制提高了3倍。这是对棕矮星的静态X射线发射所获得的最敏感的极限。结合XMM数据与以前的\emph{ROSAT}和\emph{Chandra}数据，我们得出耀斑占空比作为其光度的函数。我们发现，非常强的耀斑[Log $(L_X/L_{bol})>-$ 2.5]非常罕见（不到0.7%的时间）。像钱德拉探测到的耀斑[Log $(L_X/L_{bol})=-$ 4.1]的占空比约为6%，低于射电耀斑的占空比（$\sim$ 13%）。与其他M矮星相比，LP 944 -20似乎在X射线中相当不活跃，尽管它相对年轻，旋转速度快，在无线电波波长上的活动也相当强。
2002-10-16 astro-ph
Chandra Detection of an X-ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20
我们用Chandra/ACIS-S探测到了一个来自附近褐矮星LP 944 - 20的明亮的X射线耀斑。这是一个古老的（5亿年）快速旋转的含锂M9天体，辐射热光度为6e29 ergs cm-2 s-1。钱德拉在12.1小时的观测接近尾声时，只在一次持续1 - 2小时的X射线耀斑中发现了它。在最亮的~550秒内，峰值X射线亮度为1.2（+0.5/-0.3 e26 ergs cm-2 s-1，对应于Lx/Lbol~2e-4。在43，773秒的观测中，总共释放了2e29尔格，得到时间平均的Lx/Lbol~7e-6。LP 944 - 20在耀斑爆发前没有被探测到，其发射上限为3 σ，Lx/Lbol <2e-6（Lx <1e24 ergs cm-2 s-1）。这对于快速旋转的晚型恒星来说是暗淡的，并且建立了一个记录的静态流量下限，大约比M8矮星VB 10的静态X射线发射的流量极限低一个数量级（比Lx/Lbol极限低5倍）。推断的耀斑占空比是通过可变的H-α发射测量其他晚M型，完全对流的恒星。
2000-05-29 astro-ph
Spiral shocks in the accretion disk of the dwarf nova U Geminorum
我们提出了一个可观察到的光谱表现与螺旋冲击在静止的吸积盘的研究，并比较它们与矮新星双子座U的观测。我们的结果表明，U Gem光谱中氢发射线轮廓的轨道行为可以通过一个简单的吸积盘模型再现，该模型具有两个对称的螺旋激波，螺旋角θ约为60度。这第一次为激变变星静止时的吸积盘中存在螺旋激波提供了令人信服的证据。
1998-07-08 astro-ph
X-ray emission from young brown dwarfs in the Orion Nebula Cluster
利用钱德拉猎户座超深计划（COUP）提供的灵敏的X射线数据，研究了猎户座星云团核心34颗近红外光谱类型介于M6和M9之间的棕矮星的X射线性质。34个物体中有9个被清楚地探测到是X射线源。在许多情况下，明显的低探测率与这些褐矮星的大量灭绝有关;仅考虑具有$A_V \leq 5$等的BD，近一半的物体（16个中的7个）在X射线中被探测到。我们的10天长的X射线光变曲线的这些对象表现出很强的变化，包括许多耀斑。虽然其中一个物体只在一次短暂的耀斑期间被探测到，但对光变曲线的统计分析提供了证据，证明除了耀斑之外，所有其他物体都在连续（“静止”）发射。其中，$\sim$ M9褐矮星COUP 1255 = HC 212是已知最冷的天体之一，可以清楚地探测到静止的X射线发射。这些年轻棕矮星的X射线性质（光谱、部分X射线光度、耀斑速率）与ONC中的低质量恒星相似，因此没有证据表明恒星/亚恒星边界（ONC源位于$\sim$ M6）周围的磁活动发生了变化。由于年轻棕矮星的X射线性质也与M6-M9场星相似，因此在非常冷的天体中，磁活动的关键似乎是有效温度，它决定了大气中的电离程度。
2005-06-02 astro-ph
Doppler Tomography of Dwarf Nova IY UMa during Quiescence
新发现的深食SU UMa系统IY UMa的静态多普勒层析成像揭示了来自施主的吸积流影响圆盘边缘的区域的特性。一个非常强的亮点产生和开普勒光盘发射的影响区域被中断或模糊。不同的属性的Halpha，Hbeta和He I发射将允许的收敛流区域的物理参数进行研究。
2000-09-20 astro-ph
From Radio to X-ray: The Quiescent Atmosphere of the dMe Flare Star EV Lacertae
我们报告的多波长观测跨越无线电X射线波长的M矮耀斑星，EV Lacertae，探测外大气等离子体的特征，从上色球层的日冕。我们第一次在2厘米（15 GHz）的波长下探测到这颗恒星。紫外线和FUV线剖面显示出非热加宽的证据，速度宽度似乎在比太阳更低的温度下达到峰值;这一趋势在另一颗活跃的M型矮耀斑星中得到证实。电子密度测量表明电子压力在$\log T=$ 5.2和6.4之间几乎恒定。在更高的日冕温度下，密度急剧增加两个数量级（n $_{e}\sim10^{13}$ cm $^{-3}$在$\log T=$ 6.9）。X射线、EUV、FUV和NUV光谱限制了从上色球层到日冕的DEM。日冕压力与流体静力平衡的假设是不一致的，无论是通过EM建模或应用的标度律，并意味着大的传导损失率和大的能量输入在最高温度。EV Lac高层大气中辐射和传导损失的时间尺度意味着日冕必须持续加热才能保持其静态特性。高频无线电探测要求发射高温X射线的日冕等离子体在空间上与无线电发射源不同。低温日冕的长度尺度明显大于高温日冕，进一步表明热日冕和非热日冕等离子体的不均匀混合物。
2006-04-11 astro-ph
Faint Cataclysmic Variables in Quiescence: Globular Cluster and Field Surveys
目前的演化模型表明，大多数激变变星（CV）的P_orb<2小时，是矮新星（DN）系统，大部分时间处于静止状态。对附近静止的DN的观测发现，紫外光谱主要由热的白矮星（WD）控制，这表明除了静止的圆盘和主序星伴星之外，它还提供了相当大一部分的可见光。因此，确定一个微弱的，静态CV在任何领域或球状星团（GC）从宽带颜色取决于我们的能力，预测WD的贡献在静止。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，这使我们能够自洽地找到WD的T_eff}。我们在这里证明，大部分的压缩加热发生在新鲜吸积信封和WD核心温度达到一个固定值的时间尺度小于典型的进化时间。由于核燃烧在这些温度下是不稳定<Mdot>的，为了找到T_eff关系，我们把WD核在整个经典新星极限环中的周期性加热和冷却结合<Mdot>起来。通过与DN场观测值的比较，证实<Mdot>了中断磁制动的-P_orb关系.我们还预测宽带颜色的一个静态CV作为一个函数<Mdot>和同伴的质量，并表明，这导致识别什么可能是许多CV在深HST图像的GC。
2001-12-12 astro-ph
