Stabilization of helium shell burning by rotation in accreting white dwarfs
目前对于Ia型超新星（SNe Ia）的祖先演化的最佳假设是，在密近双星系统中的白矮星通过非简并伴星的质量吸积而生长到克拉塞卡极限。然而，由于白矮星的致密性，吸积的氢和/或氦通常在几何限定的区域内参与热不稳定甚至剧烈的核反应。由于热不稳定性引起的壳层闪光可能会导致显著的质量损失，氢和/或氦吸积对白矮星质量的有效增加受到严重质疑。因此，对热核壳层源稳定性的良好理解对于研究吸积白矮星作为超新星Ia祖先的演化至关重要。本文给出了热核壳源热稳定性的定量判据，并用Mdot \approx 10^{-7}... 10^{-6} Msun/年特别是，我们表明，如果旋转的影响被适当考虑，氦壳源显着稳定，这可能会增加吸积白矮星增长的可能性，以达到Sirrasekhar极限。
2005-01-05 astro-ph
Helium accreting CO white dwarfs with rotation: helium novae instead of double detonation
提出了氦吸积碳氧白矮星的演化模型，其中考虑了角动量吸积引起的吸积星自旋上升、旋转引起的化学混合和旋转能量耗散的影响.初始质量为0.6 Msun和0.8 Msun，并且富氦物质的吸积速率为10^{-8} Msun/年的几倍，这是Ia型超新星亚克拉塞卡质量祖先的典型情况。研究发现，吸积白矮星中的氦包层在差速旋转的旋起层中受到摩擦的有效加热。因此，氦点燃更早，在更少的简并条件下相比，相应的非旋转的情况下。因此，氦爆炸可能会被避免，这对Ia型超新星的亚克拉塞卡质量祖星方案提出了质疑。我们讨论了我们的研究结果的演变氦星加上白矮星双星系统作为可能的祖先经常性氦新星。
2004-02-12 astro-ph
Accretion in dipole magnetic fields: flow structure and X-ray emission of accreting white dwarfs
场通道吸积流发生在各种天体中，包括金牛T星、磁灾变变星和X射线双星。本文考虑曲线坐标系，导出了在恒星偶极磁场作用下吸积到恒星物体上的一般流体动力学公式。求解流体动力学方程以确定流动的速度、密度和温度分布。我们使用吸积磁性白矮星作为天体物理学应用的一个说明性的例子。我们的计算表明，压缩加热由于场的几何形状是一样重要的辐射冷却和重力在确定吸积白矮星的激波后流的结构。概括的制定吸积流通道的高阶领域和其他天体物理系统的应用进行了讨论。
2005-04-04 astro-ph
Internal Conditions of Accreting White Dwarfs
我们解释了在吸积速率足够低的情况下，吸积白矮星（WD）内部深处压缩加热的物理过程，从而使积累的氢不稳定地燃烧并引发经典新星（CN）。在此极限下，WD核心温度（T_c）在吸积远小于WD质量的质量后达到平衡值（T_c，eq）。一旦达到这种平衡，来自包层内的压缩加热就离开表面。这种平衡产生有用的WD表面温度，吸积率和质量之间的关系，可以用来测量吸积率从观察到的WD有效温度，从而测试二元演化模型的激变变量。
2002-09-10 astro-ph
Thermal Stability of White Dwarfs Accreting Hydrogen-rich Matter and Progenitors of Type Ia Supernovae
通过建立稳态模型，重新考察了白矮星吸积富氢物质的性质，即氢壳燃烧消耗氢的速率与白矮星吸积氢的速率相同，得到了不同吸积速率和不同白矮星质量下的稳态模型.我们证实了这些定常模型只有在吸积速率大于\sim 10^{-7} M_sun/yr时才是热稳定的。我们表明，最近的模型的“静态燃烧”在“表面氢燃烧”在一个更广泛的吸积率范围内的结果从太大的区域质量在模型的外部;氢燃烧必须发生在一个更薄的层。通过比较HR图上的位置，我们发现大多数发光的超软X射线源都是白矮星以足够高的速率吸积物质，使得氢燃烧壳层热稳定。Ia型超新星的祖先的影响进行了讨论。
2007-03-27 astro-ph
Magnetic Field Evolution in Accreting White Dwarfs
讨论了吸积白矮星的磁场演化。我们首先表明，欧姆衰变在液体内部的时间尺度是80亿至120亿年的偶极场，和40亿至60亿年的四极场。然后，我们比较欧姆扩散和吸积在不同深度的恒星的时间尺度，并为一个简化的场结构和球形吸积，计算的全球磁场的时间依赖性的演化在不同的吸积率。在本文中，我们忽略了经典新星爆炸的质量损失，并假设白矮星的质量随时间增加。在这种情况下，白矮星外层的场结构会因超过临界速率（1 - 5）× 10 ^（-10）太阳质量/年的吸积率而发生显著变化。我们认为，我们的研究结果所观察到的系统的影响。我们建议，吸积引起的磁场的变化是失踪的AM她的系统和中间极性之间的进化环节。吸积白矮星的欧姆衰变时间较短，这部分解释了为什么缺乏具有10^9 G场的吸积系统。在快速吸积的系统中，如超软X射线源，内部场的压缩放大可能对Ia型超新星的点火和爆炸很重要。最后，在极冠扩散的物质可能会导致复杂的表面磁场，并解释为什么更强的吸积极在AM Her系统有一个较弱的字段。最后，我们的猜测场演化时，经典的新星爆炸造成的白矮星质量随着时间的推移而减少。
2002-03-05 astro-ph
Compton Scattering of Fe KαLines from Accreting White Dwarfs
磁激变变星中吸积柱体吸积流中的康普顿散射可以显著地改变吸积激波产生的X射线发射线中的光子能量。特别是，康普顿反冲可以潜在地加宽6.7和6.97 keV的Fe K $α$发射线产生的冲击后的区域，并污染荧光6.4 keV的中性Fe K $α$线反射的白矮星表面。我们提出了非线性蒙特卡罗模拟证明这些影响，我们讨论的解释观察到的Fe K $α$线宽在mCV光这些新的结果。对其他吸积致密天体的影响也进行了讨论。
2004-11-14 astro-ph
Jets from Accreting White Dwarfs
来自吸积白矮星的准直外流在天体物理喷流的研究中扮演着重要的角色。从观测上看，平行外流与物质通过圆盘吸积的系统有关。理论上，吸积盘是许多喷流模型的基础。也许在所有吸积盘中，我们最了解的是激变变星（CV）中的吸积盘。由于其他吸积白矮星（WD）双星中的盘可能类似于CV盘（至少在某种程度上，人们不期望并发症，例如，对流主导的流量），WD吸积器的优势是相对较好地掌握流出可能起源的区域。我们简要地比较了三个主要类别的WD吸积物，其中两个成员产生的喷气机的属性，并审查三个特定的喷气生产WD系统的情况。
2004-03-17 astro-ph
Seismology of Accreting White Dwarfs
最近在一批激变变星的白矮星中观测到了脉动模，这为研究吸积白矮星的结构提供了一个新的视角。我们简要地讨论了这些对象的地震学，如何恒星属性可以推断出所观察到的模式频率，和模式驱动机制。对于GW Lib，我们已经证明WD质量$M=1.05 M_\odot$和吸积包络质量$M_{\rm env}=0.4\times 10^{-4} M_\odot$与观测到的脉动周期最匹配。模式驱动的第一次探索有利于$T_{\rm eff} = 14 000 K$和一个大规模的WD，但更多的工作是必要的。
2004-10-12 astro-ph
Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation
我们讨论了旋转对吸积碳氧白矮星演化的影响，重点是Ia型超新星（SN Ia）祖先可能的后果。从慢转白矮星出发，模拟了物质和角动量从类开普勒吸积盘中的吸积过程。研究了旋转引起的各种流体动力学不稳定性对白矮星角动量输运的作用。我们发现，动力学剪切不稳定性是高度简并核中最重要的不稳定性。我们的研究结果意味着吸积白矮星的旋转差异，与剪切速率接近的阈值的动力学剪切不稳定性的发病。由于后者依赖于白矮星的温度，白矮星核心的热演化被发现是相关的角动量重新分配。如前所述，显着的旋转显示，导致碳点火质量远高于1.4 Msun。我们的模型提出了一个广泛的白矮星爆炸质量，这可能是负责在SNe Ia中观察到的多样性的某些方面。我们分析了快速旋转的白矮星中的棒模和r模不稳定性的潜在作用，它们可能通过引力波辐射造成角动量损失。我们讨论了由此产生的自旋下降的白矮星的命运的后果，并检测发射的引力波的频率为0.1 >... 1.0赫兹在附近的星系与丽莎。本文还简要讨论了快速旋转和差速旋转的白矮星核对白矮星爆炸中火焰传播的可能影响。
2004-02-12 astro-ph
Thermally Stable Nuclear Burning on Accreting White Dwarfs
通过吸积增加白矮星质量的挑战之一是积累的氢有不稳定点燃的趋势，并可能引发质量损失。多年来人们已经知道，有一个狭窄的吸积率范围，氢可以稳定燃烧，允许白矮星质量增加，因为纯氦层积累。我们首先回顾了稳定燃烧的物理学，为为什么辐射压力稳定导致爱丁顿极限附近稳定燃烧的吸积率范围很窄提供了一个明确的解释，证实了Nomoto和合作者最近的工作。我们还探讨了稳定的可能性，由于从下面的燃烧层的高光度。然后，我们研究了β衰变限制的“热”CNO循环对燃烧稳定性的影响。虽然这对吸积中子星起着重要的作用，但我们发现，对于吸积白矮星，它只能增加金属丰度低于0.01太阳金属丰度的稳定燃烧吸积率的范围。
2007-04-27 astro-ph
Accreting White Dwarfs among the Planetary Nebulae Most Luminous in [O III]5007 Emission
我认为，一些最明亮的行星状星云（PN）实际上是原始PN，其中一颗伴星白矮星（WD）以相对较高的速率从爆炸星云的后渐近巨星分支星吸积质量。WD维持着持续的核燃烧并使星云电离。在年轻的恒星星族中，这些WD吸积系统只占[O III]发光PN的一小部分，但在年老的恒星星族中，这些双星可能占大部分甚至全部[O III]发光PN。这也许可以解释行星状星云光度函数在不同星系类型中令人困惑的恒定截止（最大）[O III]5007光度。
2005-12-06 astro-ph
Thermonuclear Runaways on Accreting White Dwarfs: Models of Classical Novae Explosions
解释了经典新星爆炸的机制，以及它们的一些观测性质。分析了新星在银河系化学演化中的稀少但并非零的影响，以及它们与银河系放射性的相关性。一个特别强调的是预测的伽玛射线发射从新星和它的关系与热核模型本身及其相关的核合成。
2000-01-11 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
Irradiated atmospheres of accreting magnetic white dwarfs with an application to the polar AM Herculis
我们提出了一个试点研究的吸积磁白矮星的大气在紫外到红外波长的强通量照射。该模型使用了一个标准的LTE恒星大气代码，通过引入一个角度依赖的外部辐射源扩展。目前的结果是获得一个外部源的光谱形状的10000 K黑体和一个自由可调的光谱通量。该模型提供了一个解释，在其高状态下，在原型极地AM武仙座观察到的大部分填充莱曼线。它也证实了以下假设：（i）回旋辐射和其他辐射源的照射是极区白矮星吸积斑周围的大的加热极帽的主要原因;（ii）大部分再处理光出现在远紫外线中，而不是像最初的简单理论所建议的那样出现在软X射线区域中。我们还简要讨论了硬X射线在加热极冠中所起的作用。
2005-12-22 astro-ph
A Near-Infrared Spectroscopic Study of the Accreting Magnetic White Dwarf SDSS J121209.31+013627.7 and its Substellar Companion
与通常被称为SDSS 1212的磁性白矮星相关的过量近红外发射的性质主要通过光谱学进行研究，也通过光度学进行研究。在这个系统中推断的低质量的次级已被先前检测到的H $α$的排放和变化，和$1-2.5$ $μ$ m的光谱数据在这里是一致的存在下，晚L或早期T矮星。超过1.5 $μ$ m的相位平均光谱中看到的多余的磁通量与L8矮亚恒星同伴和回旋辐射在7 MG磁场充分建模。这个有趣的系统表现出几个典型的观测性质的极地，最有可能是一个老的相互作用的双星与磁白矮星和亚恒星施主在一个扩展的低状态。
2007-10-25 astro-ph
A brown dwarf mass donor in an accreting binary
双星演化理论长期以来的一个未经证实的预言是存在一群从亚恒星施主星吸积而来的白矮星。这样的系统应该是常见的，但是找到它们的困难，加上在吸积光的照射下探测施主的挑战，意味着迄今为止没有施主恒星的测量质量低于氢燃烧极限。在这里，我们应用一种技术，使我们能够可靠地测量质量的看不见的捐赠恒星在日食系统。我们能够识别出一颗质量为0.052+/-0.002 Msun的褐矮星。相对于它的轨道周期来说，捐赠恒星的质量相对较高，这表明目前的演化模型可能低估了棕矮星的半径。
2006-12-08 astro-ph
Seismology of the Accreting White Dwarf in GW Lib
我们提出了第一次分析的g-模式振荡谱的白矮星（WD）的主要GW Lib，一个微弱的激变变量（CV）。稳定的周期性已经观察到从这个WD数年，但他们的解释恒星脉动一直受到阻碍，缺乏适当的吸积WD的理论模型。利用Townsley和Bildsten的结果，我们建立了GW Lib中WD的有效温度和近似质量的吸积模型。我们计算g-模式的频率范围内的吸积层质量，Macc，和长期吸积率，<Mdot>。如果我们假设观测到的振荡来自l=1 g模，那么当M ~= 1.02 Msun，Macc ~= 0.31 x 10^-4 Msun和<Mdot>~= 7.3 x 10^-11 Msun/yr时，观测到的周期是匹配的。需要更敏感的观测来发现更多的模式，之后我们将能够更准确地测量这些参数并限制或测量WD的旋转速率。
2004-05-07 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries with an accreting white dwarf in globular clusters
致密恒星系统中致密双星的数量受恒星间频繁的动力学相互作用及其与恒星演化的相互作用的强烈影响。在这方面的贡献，我们认为这些影响的双星与白矮星吸积，特别是激变变量和AM CVns。我们研究哪些过程可以成功地导致创建这样的X射线双星。使用数值模拟，我们确定主要的形成渠道和预测的可检测系统的预期数量。我们还讨论了为什么激变变量的分布有一个较弱的依赖于集群密度比静态低质量X射线双星的分布，为什么矮新星爆发可能不会发生之间的球状星团激变变量。
2004-12-21 astro-ph
The Decay of Accreting Triple Systems as Brown Dwarf Formation Scenario
我们研究了非等级吸积三重系统的动力学衰变及其对作为褐矮星形成的抛射模型的影响。一个修改后的链正则化计划是用来整合的运动方程，这也允许随着时间的推移，以及从吸积气体质量到身体的动量转移的质量变化。我们集成了一个合奏的三重系统在一定的体积内具有不同的吸积率，假设几个处方的动量是如何转移到机构。我们跟随他们的进化直到系统衰退。我们分析了这些系统的终态和衰变时间，并确定了形成的棕矮星的比例，它们的逃逸速度以及形成的棕矮星双星的半长轴分布。我们发现，褐矮星的形成几率强烈地依赖于与气体运动有关的动量转移。由于正在进行的吸积和随之而来的系统的收缩，中值逃逸速度增加了一个因素的2和二进制分离减少了一个因素的5相比，非吸积系统。此外，获得的半长轴分布急剧下降到中位数的两侧，这也得到了观测的支持。我们的结论是，吸积气体的动力学衰变过程中的三重系统的吸积和动量转移是能够产生所观察到的分布的密切的双褐矮星，使喷射模型作为一个可行的选择褐矮星形成的情况。
2005-01-05 astro-ph
Off-Center Carbon Ignition in Rapidly Rotating, Accreting Carbon-Oxygen White Dwarfs
研究了恒星自转对吸积富CO物质的碳氧白矮星中碳点火的影响。包括旋转离心力的影响，我们已经计算了各种吸积率的碳点火的演化模型。恒星表面的自转速度被设定为开普勒速度。恒星内部的角速度是通过考虑湍流粘性引起的角动量输运来确定的。我们已经发现，偏离中心的碳点火发生时，即使恒星旋转的影响，包括如果吸积率是足够高的，临界吸积率的偏离中心点火是很难改变的旋转效果。然而，旋转延迟了点火;即，点火层的质量坐标和点火时的总质量都大于相应的无旋转模型。这一结果支持了我们先前的结论，即双白矮星并合不是Ia型超新星的前身。
2004-07-22 astro-ph
Detached white-dwarf close-binary stars -- CV's extended family
我回顾分离双星组成的白矮星与其他白矮星或低质量的主序星在他们周围的紧密轨道。测量了15个白矮星/白矮星系统和22个白矮星/M矮星系统的轨道周期。虽然与已知的CV周期数（>300）相比很小，但我认为每种分离系统的空间密度都比CV高一个数量级。虽然理论与观测到的白矮星/白矮星双星的轨道周期分布相匹配，但它预测的白矮星质量要比观测到的低得多。在这两种类型的双星中，都有明显的氦核白矮星的例子，而不是通常的CO组成;在CV中一定存在类似的系统。白矮星/M矮双星遭受选择效应，减少了在长期和短期内看到的数量。他们是有用的辐射的研究，我讨论的证据表明，巴耳末辐射扩大光学深度效应的程度限制其有用性成像的二级恒星在CV。
1999-06-07 astro-ph
Absolute Proper Motions to B~22.5: IV. Faint, Low Velocity White Dwarfs and the White Dwarf Population Density Law
研究了北银道极场SA 57中具有高精度自行的完整暗星样本的约化自行图（RPMD）。有八颗恒星具有非常大的约化自行，被确认为微弱的白矮星候选者。我们区分这些白矮星的候选人从几倍于众多的类星体的自行和变化的基础上。我们讨论了这些恒星可能是任何一种调查污染物的不可信性。如果{ \it bona fide}是白矮星，这里发现的八个候选者代表了一部分白矮星群体，由于微弱的星等和低的自行，迄今为止还没有被以前的调查所调查。这些新发现的恒星表明，在对当地白矮星密度的评估中，通常假设的250-350 pc的值比盘状白矮星的尺度高度更大。对我们可能的薄盘白矮星的空间分布的<V/ V_{max} >和更复杂的极大似然分析都产生了400-600 pc的尺度高度，同时与其他调查中发现的局部白矮星体积密度合理匹配。我们的研究结果可能会对白矮星作为潜在的天体产生有趣的影响。我们可以对晕白矮星对银河系暗物质的贡献施加一些直接的限制（尽管是微弱的限制）。此外，我们测量的薄盘的升高的刻度高度可能会改变对微透镜结果的解释，使白矮星不能作为主要的中微子贡献者。（节录）
2001-12-11 astro-ph
Electron-cyclotron maser emission from white-dwarf pairs and white-dwarf planetary systems
通过类比由木星和它的卫星之间的电磁相互作用提供动力的木星无线电发射，我们提出，紧密的磁-磁-白矮星对和白矮星行星系统是强射电源。本文提出了一个简单的模型来预测由损耗锥驱动的电子回旋脉塞产生的射电辐射的通量密度。来自这些系统的无线电辐射具有高亮度温度，高度极化，并随着轨道旋转而周期性变化。轨道周期<10分钟的磁-磁白矮星对的脉泽，预计在宽范围的射频上都可以探测到。在磁性白矮星附近的近轨道上的类地行星，其轨道周期为$\la 30$ hr，也可以产生可探测到的无线电发射，从而提供了一种识别地球大小的太阳系外行星的方法。
2003-02-28 astro-ph
Understanding white dwarf binary evolution with white dwarf/main sequence binaries: first results from SEGUE
近距离的白矮星联星组成了许多种类的天体，例如双白矮星联星，它们可能是超新星Ia的祖先、激变变星、超软源或AM CVn星。近距离白矮星双星的演化和形成关键取决于从双星轨道提取角动量的速率。角动量损失的两个最重要的来源是公共包络相位和磁制动。到目前为止，这两个过程都知之甚少。观测人口研究的白矮星/主序星双星提供了潜在的显着进展，这种情况下，并明确限制磁制动和CE阶段。然而，目前的白矮星/主序星双星的数量是非常不完整的，并且严重偏向于含有热白矮星的年轻系统。SDSSII/SEGUE合作授予我们每个板对5根纤维，以填补这一空白，并确定所需的旧白矮星/主序星双星的无偏样本。我们的选择标准的成功率超过65%，在头10个月，我们已经确定了41个新系统，其中大部分属于错过的老年人口。
2006-11-15 astro-ph
White Dwarfs in Globular Clusters
我们回顾了银河系球状星团中白矮星的经验和理论发现。由于他们的检测是一个关键问题，我们详细介绍了各种努力，以寻找白矮星在球状星团。然后，我们概述了使用集群白矮星调查白矮星的形成和演化的优势，并集中在演化的渠道，似乎是独特的球状星团。我们还讨论了有用的球状星团白矮星提供独立的信息的距离和年龄的球状星团，信息是非常重要的，远远超出了直接领域的白矮星的研究。最后，我们提到了球状星团白矮星未来可能的研究方向，如奇异夸克物质或等离子体中微子的研究。
2011-06-30 astro-ph
A Possible Brown Dwarf Companion to the White Dwarf GD1400
报道了DA白矮星GD 1400的一个尚未解决的可能的L型矮星伴星。这将是已知的第二个这样的系统，在原型L矮星GD 165 B被确定为白矮星的伴星17年后被发现。测光观测和模型预测的白矮星主星的恒星参数表明，GD 1400 B有$J-K\ga2.0$和$M_K=12.13$等。如果正确的话，这将使GD 1400 B的光谱类型为L6，它将是白矮星已知的最低光度的未演化伴星，因此是一颗确定的褐矮星。然而，低分辨率的凯克NIRSPEC $2.1-2.4μ$ m光谱可能与已知的L矮星不一致。分类中的不确定性保持直到二进制被解决或三角视差被测量。
2004-07-01 astro-ph
Searching for white dwarfs candidates in Sloan Digital Sky Survey Data
大量的观测光谱数据是最近从不同的观测项目，如斯隆数字巡天。根据数据本身识别白矮星恒星变得更加紧迫，即不需要对白矮星大气进行建模。特别是Kleinman等人（2004）和Eisenstein等人（2006）提出的现有白矮星识别方法无法在检查的数据中找到所有的白矮星。我们打算测试各种标准的搜索白矮星候选人，光度和光谱特征的基础上。
2008-11-13 astro-ph
Comparison of White Dwarf Mass Determinations
白矮星的质量可以用几种方法确定。在这里，我们比较了质量从巴尔末线光谱与来自三角视差测量冷氢大气白矮星的合奏。
2005-03-04 astro-ph
A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars
最新版本的光谱识别的白矮星目录列出了2249颗白矮星。在这些恒星中，有118颗白矮星具有可靠的三角视差或基于颜色的距离模数，使它们与太阳的距离在20 pc以内。大多数附近的白矮星都是孤立的恒星，但有35颗（占样本的30%）是双星系统，包括众所周知的天狼星A/B和南河三A/B。在这个本地白矮星样本中还存在三个双简并系统。局部白矮星的样本基本上完整到13 pc，白矮星的局部密度为（5.5 +/- 0.8）x 10^-3 pc^-3，相应的质量密度为（3.7 +/- 0.5）x 10 ^-3 M pc^-3。
2001-02-07 astro-ph
Photometric Identification of Cool White Dwarfs
我们研究了使用窄带DDO 51滤光片对冷白矮星进行光度鉴定。我们报告了对30颗已知的冷白矮星的测光观测结果，它们的温度从10,000 K到非常冷的温度（<3500 K）。后续的光谱观测的样本选择使用这种过滤器和我们的测光观测表明，DDO 51过滤测光可以帮助选择冷白矮星候选人的后续多目标光谱拒绝65%的主序星具有相同的宽带颜色的冷白矮星。这种技术的选择性不足以有效地为单目标摄谱仪提供信号。我们提出的白矮星冷却序列使用这种过滤器。我们的观测结果表明，非常冷的白矮星在r-DDO与r-z色-色图中形成一个序列，并表明白矮星模型大气需要重大改进。
2004-06-18 astro-ph
Do Magnetic Fields Prevent Hydrogen from Accreting onto Cool Metal-line White Dwarf Stars?
一般认为，在少数冷白矮星的光谱中检测到的金属不可能是原始起源的，必须是从星际介质中吸积而来的。然而，观测到的氢的丰度，这也应该是从星际介质吸积，低于预期的金属吸积。磁场被认为是这种差异的原因。因此，我们获得了富氦白矮星GD 40和L 745 - 46 A的圆偏振光谱，它们都显示出强的金属线和氢线。然而，L745- 46 A可能具有约-6900 G的磁场，其约为在阿尔芬半径处排斥氢所需的3000 G场强的两倍，仅可将GD 40的场强上限设定为4000 G（具有99%置信度），其远离排斥氢的最小场强144000 G。
2004-10-21 astro-ph
Cool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
利用斯隆数字巡天（SDSS）测光和天体测量以及USNO-B板天体测量的简化自行图，在SDSS数据发布2成像区域中将冷白矮星候选者与金属弱的高速主序第二族星（亚矮星）分开。利用Hobby-Eberly望远镜、MMT望远镜和McDonald 2.7 m望远镜进行的后续光谱观测表明，在约化自行图中，白矮星和亚矮星轨道分离得很干净，在冷的白矮星轨道附近，亚矮星的污染很小。这使得大量统计上完整的白矮星样本，特别是对冷白矮星了解甚少的样本，可以从SDSS成像巡天中产生，这对白矮星光度函数研究具有重要意义。我们的冷白矮星样本的SDSS测光比较目前的白矮星模型。
2005-03-28 astro-ph
The White Dwarf Companions of 56 Per and HR 3643
我们已经获得了恒星英仙座56（F4 V）和HR 3643（F7 II）的低色散IUE光谱，作为TD-1紫外巡天中1565 A通量过剩的晚型恒星巡天的一部分。每颗恒星的IUE光谱都揭示了一颗热白矮星伴星的存在。我们使用纯氢模型拟合了Ly α分布和紫外连续谱，但还需要主星的距离来唯一地约束白矮星参数。对于56 Per的白矮星伴星，我们用30.1 ± 2.8 pc的测光距离导出Teff = 16，420 ± 420 K，logg = 8.46 ± 0.2。这颗白矮星的质量为0.90 +- 0.12 Msun，远高于单个白矮星的平均质量（约0.6 Msun）。HR 3643中的白矮星的参数并没有得到很好的约束，主要是由于距离的不确定性很大。通过假设白矮星的引力范围是合理的（7.3 < log g < 9.0），我们得出F7 II星的引力为-1.4 < Mv < 0.6，白矮星的引力为28，970 < Teff <35，990 K。由于我们发现了一颗明亮的F星的白矮星伴星，我们检查了IUE档案，以评估造父变星可能的白矮星伴星的上限。造父变星-白矮星双星的发现将提供有关白矮星最大质量祖先的重要见解。只有对于阿尔卑斯山UMi和β Dor的情况下，现有的造父变星的IUE光谱足够深，以排除存在的白矮星的同伴。
1995-12-18 astro-ph
A Brown Dwarf Companion for the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
BeppoSAX探测器揭示了银河核球中的一群微弱的中子星X射线瞬变。King解释说，这些中子星是从棕矮星（BD）吸积而来的，其时间平均质量转移速率< \dot M>为\approx 10^{-11} M_sun/年。我们发现，401赫兹吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的轨道参数支持这一假设。一个主序质量供体需要一个接近正面的倾角和一个< \dot M>高于观察到的倾角。然而，允许的倾斜度的范围是基本上放松和预测的传质速率是一致的，如果一个热的0.05 M_sun BD是供体观察。然后我们解释了填充罗氏叶所需的BD半径（0.13 R_ \sun）。所有瞬时吸积的中子星在静止时都有一个最小光度，这个最小光度由到中子星上的时间平均质量转移速率决定。我们表明，通过这种发射的BD的恒定加热可以保持较高的熵所暗示的0.13 R_ \sun半径。我们的工作支持的情况下，SAX J1808.4-3658是一个祖先紧凑的毫秒射电脉冲星双星（例如，像那些在47 Tuc中发现）。非常低< \dot M>的意味着这些射电星系的祖先是长寿命的（Gyrs）瞬态系统，而不是短寿命的（Myrs）爱丁顿有限的吸积物。因此，在47 Tuc的毫秒射电双星的吸积祖星群可能仍然存在，并与钱德拉一起发现。（节略）
2001-04-09 astro-ph
Spectroscopic confirmation of a white dwarf companion to the B star 16 Dra
利用极紫外探测器（EUVE）光谱，我们确认了B9.5V恒星16 Dra（HD 150100）的一颗白矮星伴星的身份，并将其表面温度限制在29,000 K和35,000 K之间。这是继y Pup（HR 2875，HD 59635）和theta Hya（HR 3665，HD 79469）之后，第三颗B星+白矮星的非互作用双星。16 Dra和它的白矮星伴星是一个更大的自行系统的成员，包括B 9 V恒星17 Dra A（HD 150117）。这颗白矮星一定是从一颗比这颗恒星质量更大的恒星演化而来的，也就是说，大约3.7个太阳质量。B星的白矮星伴星是重要的，因为它们为白矮星祖先的最大质量设定了观测极限，并且可以潜在地用于研究初始-最终质量关系和白矮星质量-半径关系的高质量端。
2000-05-22 astro-ph
Spectroscopic Identification of Cool White Dwarfs in the Solar Neighbourhood
新吕腾十分之二星表包含大量尚待光谱证实的高自行白矮星候选者。我们提出了新的光谱观测以及SDSS档案光谱的49个白矮星候选人已被选定的修订NLTT目录的Salim和古尔德2003年。其中，34颗是冷DA白矮星，温度范围从大约5000 K到11690 K，11颗是DC白矮星，温度范围从4300 K（NLTT 18555）到11000 K。其中三颗DA白矮星（NLTT 3915，NLTT 44986和NLTT 43806）也显示出丰富的重元素，还有一颗是冷磁白矮星（NLTT 44447），估计磁场强度为1.3 MG。我们还提出了一个新的冷DQ白矮星（NLTT 31347），估计温度为6250 K.我们补充我们的样本与SDSS乌格利兹测光的一部分新发现的白矮星。对这个白矮星样本的运动学研究表明，它们的自行范围从每年0.136到0.611角秒，这表明它们属于薄盘种群。
2006-01-23 astro-ph
Discovery of an Ultracool White Dwarf Companion
报道了在距离$46''$较宽的白矮星GD 392的低光度共同自行伴星的发现。$BVRI$光度测定表明温度较低（$T_{\rm eff}\sim4000$ K），而$JHK$数据强烈表明在所有近红外波长处通量受到抑制。因此，GD 392 B是少数几颗表现出明显碰撞诱导吸收的白矮星之一，这是由于光球层${\rm {H_2}}$的存在，也是第一颗被发现为另一颗恒星伴星的超冷白矮星。模型无法将GD 392 B解释为正常质量的白矮星。如果正确的话，冷伴星可能被解释为一颗低质量的白矮星或尚未解决的双简并。讨论了GD 392 B与已知超冷简并星系的相似性，包括对白矮星光度函数暗端的一些可能影响。
2004-04-14 astro-ph
Evolution of Rotating Accreting White Dwarfs and the Diversity of Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）具有相对一致的光变曲线和光谱演化，这使得SNe Ia成为确定宇宙学参数的有用标准烛光。然而，峰值亮度并不完全均匀，多样性的起源也不清楚。我们研究了祖先白矮星（WD）的自转是否是Ia超新星亮度多样性的重要来源。我们用轴对称流体静力学程序计算了旋转波荡器的结构。自转导致的质量差异约为0.08 Msun，不足以解释光度的差异。然而，我们发现WD的初始质量与其最终状态之间存在以下关系;即，初始质量较小的WD在超新星爆发前的自转速度比初始质量较大的WD快。这一结果可以解释Ia超新星对宿主星系的依赖性。
2003-09-16 astro-ph
Hot white dwarfs and the UV delay in dwarf novae
我们计算了矮新星吸积盘的照明效果的辐射从一个热的，中央，白矮星。结果表明，只有在非常热的白矮星（Teff ~ 40000 $ K）中，静止的矮新星盘的内部区域才部分耗尽，从而使光通量和紫外通量的上升到爆发之间的延迟增加，正如King（1997）最近提出的那样。然而，与观测相反，这种消耗必然在主爆发之间产生几次小爆发。较低的白矮星温度可能会导致爆发是“由内而外”的类型，消除了紫外线的延迟。我们的结论是，白矮星照射矮新星盘不是很有效，例如，因为紫外线辐射从热白矮星没有穿透足够深的光盘大气。通过例如蒸发（可能与照明有关）对内部盘的总烧蚀似乎是一种非常有希望的可能性，考虑到EUV延迟和一般的光变曲线特性。
1998-08-31 astro-ph
Mid-Infrared Observations of the White Dwarf Brown Dwarf Binary GD 1400
利用{ \em Spitzer太空望远镜}上的红外线列阵相机测量了DA白矮星加棕矮星对GD 1400的通量。GD 1400在整个$3-8μ$ m区域显示出红外线过剩，这与中晚期L型矮星伴星的存在相一致。讨论了目前的知识，这个独特的系统。
2005-09-22 astro-ph
Identification of Cool White Dwarfs in the NOAO Deep Wide-Field Survey
本文报告了我们通过扩展NOAO深宽视场巡天对银河系盘内冷白矮星的搜寻。深宽视场巡天北场的窄波段DDO 51测光是利用4米Mayall望远镜和MOSAIC成像仪获得的，以将冷白矮星与其他类似T_eff的恒星类型分开。我们对测光搜索中的四颗白矮星候选者进行了后续光谱分析，发现了两颗新的冷白矮星，它们是M矮星的同伴。
2002-09-16 astro-ph
Gravitational Radiation from Strongly Magnetized White Dwarfs
白矮星的磁场扭曲了它们的形状，产生了各向异性的转动惯量。磁化的白矮星相对于对称轴倾斜旋转，其质量四极矩随时间变化，因此它会发出引力辐射。LISA也许能够探测到附近两颗快速旋转的白矮星发出的引力波。
2000-04-04 astro-ph
SSSPM J1549$-$3544 Is Not a White Dwarf
光谱学和光度学证明SSSPM J1549 $-$ 3544不是一颗冷白矮星，而是一颗高速贫金属晕星。
2005-05-26 astro-ph
First VLT spectra of white dwarfs in a globular cluster
我们提出的第一个光谱与甚大望远镜获得的白矮星在一个球状星团。大气参数的估计，获得和比较的演变轨迹。我们讨论了球状星团和白矮星演化的距离尺度的可能影响，并演示了如何白矮星可能被用来建立一个独立的距离尺度球状星团。
2000-02-09 astro-ph
White dwarf atmosphere models with Ly-$α$ opacity in the analysis of the white dwarf cooling sequence of NGC 6397
本文讨论了带有$\rm α$远红翼不透明度的纯氢白矮星大气模型在球状星团NGC 6397的白矮星冷却序列分析中的重要性。我们最近改进的大气模型解释了先前丢失的Ly- $\rm α$氢谱线的不透明度，该谱线由于吸收氢原子与分子和原子氢的碰撞而加宽。这些模型是第一个很好地再现了冷白矮星的紫外线颜色和光谱能量分布与$T_{\rm eff}<6000 \rm K$在银河系盘观察。拟合观测到的$F814W$星等和$F606W-F814W$颜色，我们得到了一个真实距离模量值，$μ=12.00 \pm 0.02$，这与最近的分析一致。我们发现，在冷却序列的末尾的恒星似乎是$\rm \sim 160 K$冷却器时，模型占Ly- $\rm α$不透明度被使用。这表明NGC 6397的年龄是由白矮星冷却序列得出的，使用的大气模型不包括正确的Ly- $α$不透明度，$\sim 0.5$ Gyr低估了它的年龄。我们的分析表明，使用$\rm α$不透明度的白矮星大气模型对精确测定白矮星冷却序列中古老恒星的年龄是必要的。
2007-08-28 astro-ph
Spectroscopic Identification of Faint White Dwarf Candidates in the Praesepe Open Star Cluster
我们目前的光谱观测其余四个候选白矮星在Praesepe。所有四个候选者都是红移在0.8到2.8之间的类星体。观测到类星体LB 6072在类星体红移的蓝向方向有很强的金属线吸收系统。由于缺乏额外的白矮星，该星团已知的白矮星总数为5颗，远低于通常假设的初始质量函数所预期的数量，尽管一些未被发现的星团WD可能位于星团的外部区域。所有已知的Praesepe成员白矮星都集中在星团中心的0.6度范围内，星团白矮星的径向轮廓与大质量星团恒星的轮廓非常相似。这个剖面与~ 1 Mo星团恒星的不一致，表明白矮星在母星的质量损失阶段没有受到速度反冲。如果完成，观测到的普拉塞普白矮星的人口与通常假设的更陡峭的高端初始质量函数相一致，尽管计算出的斜率与普拉塞普现在的质量函数不一致。对Praesepe核心外的白矮星进行观测和进一步研究其他疏散星团的白矮星种群对于进一步限制白矮星缺陷的根本原因是必要的。
2004-06-29 astro-ph
White dwarfs and Galactic dark matter
我们讨论了Oppenheimer等人（2001）最近发现的古老的冷白矮星，这可能是第一次直接探测到星系晕暗物质。我们认为，在这里的贡献，更平凡的白矮星的恒星晕和厚盘将有助于充分解释新的高速白矮星，而不调用假定的白矮星的暗晕。这并不排除暗物质已经被发现，但它确实限制了比M_V ~ 16亮的白矮星的总贡献，使其明显小于银河系暗物质的1%。这项工作证实了Reyle等人（2001）的类似研究。
2002-02-13 astro-ph
The Search for Brown Dwarfs around White Dwarfs
用红外线寻找附近白矮星的亚恒星伴星已经进行了十多年。最近的阶段是主要在斯图尔特天文台进行的广域自行搜索，我们在那里完成了J=18。早期阶段包括在IRTF和凯克天文台的近场搜索。在过去的一年里，我们发现了10个以前未被发现的微弱自行伴星。最近发现的大多数是白矮星和少数M矮星。GD 165 B是在1988年作为我们计划的一部分被发现的，它仍然是光谱类型晚于M的白矮星的唯一已知伴星。
2002-09-18 astro-ph
Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. II. Massive Planetary and Cold Brown Dwarf Companions to Young and Old Degenerates
本文介绍了一个灵敏和全面的IRAC 3-8 $μ$ m光度测量的白矮星的同伴在行星质量制度的温度低于已知的T矮星。搜索的重点是中等质量恒星的后代与$M\ga3$ $M_{\odot}$，其内部，几百个AU区域无法有效地探测大质量行星和棕矮星的任何替代现有的方法。此外，对中红外线过量的检查探索了广泛的轨道半长轴范围，包括在主序星或演化恒星上其他技术覆盖不好和不完全可及的5-50 AU中间范围。选择了三个代表相对年轻和较老恒星群体的白矮星样本：9个疏散星团白矮星，22个高质量场白矮星和17个富金属场白矮星。特别是，这些目标包括：7个Hyads和4个年龄相近的场白矮星; 1个Pleiad和19个年龄相近的场白矮星; van Maanen 2和16个年龄在1到7 Gyr之间的类似富含金属的白矮星。在任何恒星上都没有发现亚恒星伴星候选者。通过要求在4.5 $μ$ m处有15%的最小光度过量来指示伴星的探测，在行星质量状态的上限被建立在34个样本白矮星上，其中20个样本的极限低于10 $M_{\rm J}$。具体来说，所有的昴宿星和毕宿星白矮星，以及同样年轻的场白矮星，都建立了低于氘燃烧最小质量的限制，其中六颗的限制是5 $M_{\rm J}$或更低。vMa 2时的两个IRAC历元排除了1200 AU内的$T\ga200$ K自行伴星。
2008-05-13 astro-ph
Contribution of brown dwarfs and white dwarfs to recent microlensing observations and to the halo mass budget
我们研究了最近的结果，对大麦云（Alcock等，1996年）在晕褐矮星或白矮星人口的合作。大多数微透镜事件是由于棕矮星的可能性是完全排除了大尺度运动学特性。在最近的白矮星冷却理论（Segretain et al. 1994）的背景下，详细研究了白矮星的情况，该理论明确地包括了由于结晶时碳-氧的分化和随后的德拜冷却而产生的额外能量来源。我们发现，观测约束所产生的高速白矮星在太阳附近的光度函数和最近的HST深场计数是一致的白矮星贡献的晕失踪质量高达50%，提供i）IMF强烈的峰值约1.7 Msol和ii）晕年龄大于18 Gyr。
1996-07-01 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
The Structure and Origin of Magnetic Fields on Accreting White Dwarfs
利用塞曼层析成像技术，我们对单颗和吸积白矮星的磁场拓扑结构进行了系统的研究。在这里，我们报告我们的相位分辨通量和圆偏振光谱的磁激变变量BL Hyi和MR Ser与FORS1在ESO VLT获得的分析。对于这两个系统，我们发现，该领域的拓扑结构是更复杂的比偶极子或偏移偶极子，并需要至少多极展开到阶l = 3，以充分描述所观察到的塞曼功能和它们的变化与旋转相位。总的来说，我们的模型拟合与观察结果非常一致。剩余的残差表明，现场拓扑结构甚至可能更加复杂。然而，这是确保我们的解决方案的整体特征是一致的平均有效场强和晕场强从强度谱在过去。
2004-10-06 astro-ph
Cool white dwarfs : cooling theory and Galactic implications
本文综述了近年来在暗白矮星模型大气和内部结构方面的进展。我们导出了一个冷却理论，它说明了各种物理过程对冷白矮星的能量收支和冷却历史的影响。我们特别考虑结晶时化学分馏的影响。这个过程虽然释放出少量的能量，但对低光度阶段的白矮星的冷却时间有很大影响。这修改了有史以来观测到的最微弱的白矮星ESO 439-26的年龄，并对白矮星演化的银河系意义、银河系盘的年龄和对晕质量的预期贡献产生了重要影响。我们简要地考虑其余的主要不确定性白矮星冷却理论。
1997-05-09 astro-ph
