Discovery of the Partially Eclipsing White Dwarf Binary SDSS J143547.87+373338.5
2007年5月，我们在WIYN望远镜上发现了一颗部分食的白矮星，低质量M矮星双星（3小时54.41秒的轨道周期），SDSS J143547.87+373338.5。在这里，我们提出了三个日食的蓝波段测光。日食拟合给出了$M_S=0.15-0.35 M_{\odot}$和$R_S=0.17-0.32 R_{\odot}$的M矮星伴星的主序解。对SDSS谱的分析进一步将M矮星的类型限定为M4-M6，并带有$M_S=0.11-0.20 M_{\odot}$。一旦完整的径向速度曲线被测量，两个分量的质量和半径的高精度测定将很容易获得，而无需任何恒星结构或演化的知识。来自白矮星的鲸鱼座ZZ脉动在我们的4毫等探测极限下没有被发现。
2008-03-06 astro-ph
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。
2008-07-07 astro-ph
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。
2007-07-16 astro-ph
Magnetic White Dwarfs from the SDSS. The First Data Release
除了与河外宇宙有关的目标之外，斯隆数字巡天（SDSS）是识别具有不寻常光谱能量分布的恒星物体的有效工具。在这里，我们报告了在调查的头两年中发现的53颗新的磁性白矮星，其中38颗的数据在1500平方度的第一次数据发布中公开。发现的星等范围为16.3 < 20.5，根据先前已知的磁性白矮星的恢复率，SDSS的完整性似乎对B > 3 MG和g > 15的相当热的恒星很高。这些新天体几乎是已知磁性白矮星总数的两倍，其中包括极场强度B > 500 MG的例子，以及几个具有异国情调的大气成分的例子。改进的样本统计和均匀性表明，磁性白矮星的分布在~5-30 MG范围内有一个宽峰，尾部延伸到近10^9 G。极磁场B > 50 MG的退化星与Ap/Bp主序星的后代一致，但低磁场和中等磁场的白矮星似乎意味着另一种起源。尚未被发现的F型磁性恒星的对流信封，破坏了有序的基础领域是有吸引力的候选人。
2003-07-07 astro-ph
SDSS J142625.71+575218.3, a Prototype for a New Class of Variable White Dwarf
我们提出的脉动搜索的结果，在最近发现的六个碳-大气层白矮星（“热DQ”）的明星。根据我们的理论计算，恒星SDSS J142625.71+575218.3是唯一一个预计会脉动的天体。我们观察到这颗恒星是可变的，在417.7秒和208.8秒（第一谐波）的显着功率，使其成为一个强有力的候选人作为一类新的脉动白矮星恒星的第一个成员，DQVs。然而，它的折叠脉冲形状与其他白矮星变星有很大的不同，并且与激变变星AM CVn有相似之处，这提高了这颗恒星可能是AM CVn恒星的碳转移类似物的可能性。无论哪种情况，这些观测都代表着发现了一类新的令人兴奋的天体。
2008-03-18 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
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
White Dwarf Mass Distribution in the SDSS
我们确定了7167 DA和507 DB白矮星的质量，这些白矮星在斯隆数字巡天（SDSS）的第四次数据发布中被归类为单个和非磁性。我们得到了修订的Teff和log g测定最大质量的恒星拟合的SDSS光谱与合成光谱网格来自模型大气延伸到log g=10.0。我们还从进化模型中计算半径，并为我们的DA和DB样品创建体积校正质量分布。亮度大于g=19、温度大于Teff= 12000 K的DA星的平均质量为M（DA）= 0.593+/-0.016M（太阳）。对于150个比g=19更亮、比Teff= 16000 K更热的DBs，我们发现M（DB）=0.711+/-0.009 M（Sun）。看来DB白矮星的平均质量可能比DA大得多。我们还报告了迄今发现的质量最高的白矮星，高达1.33 M（太阳）。
2007-01-17 astro-ph
The White Dwarf Luminosity Function from SDSS Imaging Data
一个白矮星的样本是从SDSS DR 3成像数据中选择的，使用它们的简化自行，基于SDSS和USNO-B组合数据的改进自行。许多SDSS和后续光谱（Kilic et al. 2005）用于量化样品的完整性和污染;运动学模型用于理解和校正速度依赖性选择偏差。构造了一个覆盖范围为7 < M_bol < 16的光度函数，并讨论了它对各种假设和选择限的敏感性。基于6000颗恒星的白矮星光度函数非常平滑，几乎单调上升到M_bol = 15.3。然后它突然下降，尽管样本中的低光度恒星数量很少，而且它们的大气成分未知，无法对这种下降做出定量结论。恒星的确定，可能有高的切向速度，并为他们构建了一个初步的光度函数。
2005-10-29 astro-ph
SDSS White Dwarf mass distribution at low effective temperatures
斯隆数字巡天中的DA白矮星，正如数据发布1和4的论文中所分析的那样，显示出表面重力在11500 K以下的较低有效温度下增加。我们研究了这种效应的各种可能的解释，从质量的实际增加到大气模型的不确定性或缺陷。没有找到明确的答案，但初步的结论是，这是最有可能的混合长度近似的框架内，导致这种效果的对流的当前描述。
2008-12-02 astro-ph
Additional Ultracool White Dwarfs Found in the Sloan Digital Sky Survey
我们在斯隆数字巡天（SDSS）中发现了七颗新的超冷白矮星。SDSS测光，光谱，自行，并提供额外的BVRI数据，这些和其他以前发现的超冷白矮星。观测到的颜色范围非常广，在性质上类似于非常冷的白矮星模型预测的颜色。其中一颗新星（SDSS J1251+44）的光谱表现出强烈的碰撞诱导吸收（CIA），而其他六颗恒星的光谱和颜色与轻度CIA一致。另一个新发现（SDSS J2239+ 00 A）是一个双星系统的一部分-它的伴星也是一颗冷白矮星，其他数据表明伴星表现出红外线通量不足，使其成为第一个由两颗CIA白矮星组成的双星系统。第三个发现（SDSS J 0310 -00）有弱的巴耳末发射线。所有七颗恒星的自行都与其在盘或厚盘中的成员身份相一致。
2008-04-23 astro-ph
SDSS J150722.30+523039.8: a CV formed directly from a detached white dwarf/brown dwarf binary?
本文介绍了食激变变星SDSS J150722.30+523039.8（以下简称SDSS J1507）的高速三色测光。该系统的轨道周期为66.61分钟，低于观测到的激变变星的“周期最小值”。我们通过一个参数化的日食模型来确定系统参数，该模型通过卡方最小化来拟合观测到的光变曲线。我们得到质量比q = 0.0623 +/- 0.0007和轨道倾角i = 83.63 +/- 0.05度。主质量为M_w = 0.90 +/- 0.01 M_sun。次级质量和半径分别为M_r =0.056 +/- 0.001 M_sun和R_r = 0.096 +/- 0.001 R_sun。我们发现到系统的距离为160 +/- 10 pc。SDSS J1507中的第二颗恒星的质量远低于氢燃烧极限，使其成为第二个被证实的亚恒星供体。SDSS J1507的轨道周期很短，如果它的第二颗恒星是由核演化而来，或者SDSS J1507是由分离的白矮星/棕矮星双星直接形成的，这就很容易解释了。由于没有任何可见的贡献，从次要恒星，非常低的次要质量和低的HeI（6678 AA）/H α发射线比，我们认为SDSS J1507可能直接形成于分离的白矮星/棕矮星双星。如果得到确认，SDSS J1507将是第一个被确认的此类系统。讨论了双星演化、棕矮星沙漠和共同包络相的意义。
2007-08-01 astro-ph
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。
2006-12-19 astro-ph
Magnetic white dwarfs in the Early Data Release of the Sloan Digital Sky Survey
在斯隆数字巡天的早期数据中，我们发现了7颗新的磁DA白矮星。我们的选择策略还恢复了SDSS EDR中包含的所有先前已知的磁性白矮星，KUV 03292 +0035和HE 0330 -0002。用我们的最新模型谱分析了DA白矮星的SDSS纤维谱，得到偶极场强为1.5<=B_d<= 63 MG，有效温度为8500<=Teff<= 39000 K。作为保守的估计，我们预计完整的SDSS将使已知的磁性白矮星的数量增加3倍。
2002-08-26 astro-ph
A ZZ Ceti white dwarf in SDSS J133941.11+484727.5
我们目前的时间分辨光谱学和光度学的激变变量（CV）SDSSJ133941.11+484727.5（SDSS 1339）已发现在斯隆数字巡天数据发布4。根据径向速度研究确定的轨道周期为82.524（24）分，接近观测到的最小周期。SDSS 1339的光谱90%是由来自白矮星的辐射所主导。该光谱可以用三分量模型（白矮星，盘状，次级）成功地再现，当log g=8.0，d= 170 pc时，Twd= 12500 K，次级的光谱类型晚于M8。与吸积盘的光学光度相对应的质量转移速率非常低，约为1.7 × 10 ^-13 Msun/yr。光学光度测量显示，在641秒处有一个振幅为0.025等的相干变率，我们将其解释为白矮星的非径向脉动。此外，还观测到一个周期为320 min或344 min、振幅为0.025mag的长周期光度变化，它与系统的轨道周期没有明显的关系。在CV SDSSJ123813.73-033933.0、SDSSJ204817.85-061044.8、GW Lib和FS Aur中发现了类似的长周期光度信号，但到目前为止还没有这种行为的工作模型。
2005-10-25 astro-ph
New UltraCool and Halo White Dwarf Candidates in SDSS Stripe 82
斯隆数字巡天从1998年到2005年反复拍摄了一个沿着天赤道（条纹82）的2.5 x 100度区域。Bramich等人（2007年）将这些数据结合起来，构建了一个新的星表，其中包含了大约400万条光运动曲线，以及200多个推导出的统计量，用于条纹82中亮度超过r~21.5的天体。这个目录是目前同类目录中最深刻的。提取的~130000对象具有最高的信噪比自行，我们建立了一个减少自行图来说明科学的承诺目录。在这张图中，盘状和晕状的次矮星与冷的白矮星序列很好地分开了。我们的1049个冷白矮星候选者的样本包括至少8个和可能的21个新的超冷富氢白矮星（T_eff <4000 K）和一个新的超冷富氦白矮星候选者，它们是通过SDSS光学和UKIDSS红外测光确定的。至少有10个新的晕白矮星也被确定从他们的运动学。
2007-11-19 astro-ph
The Lowest Mass White Dwarf
质量极低的白矮星是非常罕见的天体，可能形成于紧凑的双星系统中。我们提出的MMT光谱的42个低质量白矮星候选人偶然发现的超高速B型星的调查。其中一个天体SDSS J 0917 +46的Teff= 11，288 \pm 72 K，log g = 5.48 \pm 0.03;估计质量为0.17太阳质量，是目前已知的重力/质量最低的白矮星。然而，40个低质量的候选者是正常的DA白矮星，其SDSS g星等明显不准确。我们重新鉴定了以前在SDSS中发现的低质量白矮星候选者，并得出结论，有四个对象具有M < 0.2 M_太阳。这些白矮星中没有一颗显示出来自双星伴星的过量辐射，因此有必要进行径向速度搜索以限制看不见的伴星的性质。
2007-02-13 astro-ph
The white dwarf in dwarf nova SDSS J080434.20+510349.2: Entering the instability strip?
SDSS J080434.20+510349.2是WZ型双星，在2006年显示出罕见的爆发（Pavlenko等人，2007年）。在爆发后期的长尾期间，双星的轨道光调制表现为双峰或四峰轮廓。轨道光变曲线的幅度随着平均亮度的降低而减小，快爆发衰退期的光变曲线比慢爆发衰退期的光变曲线快$\sim$ 10倍。无论是在爆发前的1 - 1.5个月，还是在2006年爆发后的1.5 - 2个月，都没有探测到白矮星脉动。然而，在爆发后约8个月，克里米亚天体物理观测站的2.6米沙金镜望远镜首次在V波段检测到周期为12.6分钟、平均振幅为0.05 ^m的强非径向脉动。在2006 - 2008年两年的脉动的演变被认为是。我们认为脉动最早出现在冷却的白矮星（爆发后）进入不稳定带时，尽管也不能排除在某些情况下暂时缺乏脉动的可能性。
2008-12-03 astro-ph
Metal-rich debris discs around white dwarfs
我们已经发现了两个中等温度（~18000- 22000 K）的白矮星，SDSSJ 1228 +1040和SDSSJ 1043 +0855，它们在CaII 8600 A三重态中具有双峰发射线。这些谱线轮廓是外半径为~ 1 Rsun的气体盘围绕两颗白矮星运行的明确特征。这两颗恒星都是从星周物质中吸积而来，导致光球层中镁的丰度很大。圆盘中没有氢的释放，而白矮星光球中也没有氦的吸收，这表明星周物质中的挥发性元素已经耗尽，这些气体环最有可能的来源是潮汐破裂的岩石小行星。SDSSJ 1228 +1040相对较高的质量意味着行星系统不仅可以在4- 5百万太阳系恒星周围形成，而且可能在主序星后演化中幸存下来。
2007-10-15 astro-ph
A First Look at White Dwarf - M Dwarf Pairs in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS)
我们在斯隆数字巡天（SDSS）中发现了109对g <20等的白矮星（WD）- M矮星对。对于每个系统，我们确定的WD小学和光谱类型的M矮中学的温度。利用H-α辐射作为M矮星色球层活动水平的代表，我们研究了活动水平和系统性质之间的相关性。与场M矮星（Hawley et al. 1996）相比，我们看到早期型恒星的活动比例略高，活动水平与场相似。我们在ARC 3.5米望远镜上进行了后续观测，以获得径向速度信息并寻找可能处于相互作用边缘的短周期双星。我们报告的一个系统与4.1小时的周期，和几个额外的系统与显着的速度变化。
2003-02-19 astro-ph
Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
我们报道了在斯隆数字巡天（SDSS）中发现的五颗非常冷的白矮星。其中四颗是超冷的，表现出强烈的碰撞诱导吸收（CIA），与之前已知的三颗最冷的白矮星SDSS J1337+00、LHS 3250和LHS 1402颜色相似。第五颗是超级冷的白矮星候选者，显示出较温和的CIA通量抑制，颜色和光谱形状与WD 0346+246相似。所有五颗新发现的白矮星都很暗淡（g > 18.9），并且有着显著的自行。其中一颗新的超冷白矮星，SDSS J 0947，似乎是在一个双星系统中，有一个稍微温暖的（T_{eff} ~ 5000 K）白矮星伴星。
2004-05-28 astro-ph
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。
2006-06-01 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
Found: The missing blue opacity in atmosphere models of cool hydrogen white dwarfs
我们研究了氢的莱曼$ α$线的远红翼在纯氢组成的冷白矮星大气中的重要性。我们发现，这种吸收过程中占主导地位的所有重要来源的不透明度的蓝色部分的光谱的这些恒星。我们对冷DA/DC白矮星光谱的成功拟合表明，$\rm Ly α$线的远红翼是模型中缺失的不透明度的来源。我们新的纯氢大气模型很好地再现了在色-色图中观察到的冷白矮星序列，这表明必须重新审视最冷DC白矮星的大气组成。
2006-09-26 astro-ph
Evidence for a Cosmological Stromgren Surface and for Significant Neutral Hydrogen Surrounding the Quasar SDSS J1030+0524
一个明亮的类星体位于高红移（z > 6）的致密中性星系际介质（IGM）中，将被一个大的宇宙学斯特龙格伦球所包围。然后，类星体的光谱将显示共振莱曼线吸收的急剧增加，其波长接近或短于斯特罗姆格伦球沿视线的边界。我们在这里表明，同时考虑在两个或多个氢莱曼线测量的吸收可以提供检测此功能所需的动态范围。我们广泛和强大的功能模型的莱曼α和莱曼β区域的光谱z=6.28类星体SDSS J1030+0524，使用流体动力学模拟。从陡峭的波长依赖性推断的吸收不透明度，我们检测到斯特朗格伦球的边界在一个适当的距离为6.0 +/- 0.2兆秒差距远离源红移。仅从光谱，我们还发现，超过这个距离，宇宙氢变成接近中性，中性分数x_HI > 0.2，并且这个类星体的电离光度在（5.2 +/- 2.5）乘以10^{56}光子/秒的范围内。当应用于未来类星体时，本文提出的方法可以探测重叠电离区的复杂拓扑结构，并可以用来研究再电离过程的细节。
2004-07-12 astro-ph
New Close Binary Systems from the SDSS-I (Data Release Five) and the Search for Magnetic White Dwarfs in Cataclysmic Variable Progenitor Systems
我们目前的最新目录超过1200光谱选择密切的双星系统观察斯隆数字巡天通过数据发布五。我们利用这个星表在灾变变星系统中寻找磁性白矮星。考虑到大约25%的激变变星包含磁性白矮星，而我们的大样本密近双星系统应该包含许多激变变星的祖先，我们在这个样本中只发现两个潜在的磁性白矮星是非常令人惊讶的。候选的磁性白矮星，如果得到确认，将拥有相对较低的磁场强度（B_WD < 10 MG），类似于中极星，但远低于目前极星的平均磁场强度。需要对这些系统进行额外的观测，才能确定白矮星是磁性的。即使这两个系统被证明是分离的磁白矮星+ M矮星双星的第一个证据，目前已知的激变变星群和假定的近距离双星祖先的性质之间仍然有很大的差距。
2007-04-05 astro-ph
The nature of the close magnetic white dwarf + probable brown dwarf binary SDSS J121209.31+013627.7
对短周期磁白矮星+可能棕矮星双星SDSS 121209.31+013627.7的光学时间序列测光表明，从i'到u'的所有波段都有脉冲状的变化，在u '处达到峰值。这些调制很可能是由于白矮星上的一个自食吸积热点，每88.43分钟旋转一次。该周期与Schmidt等人2005年确定的约90分钟的径向速度周期相当，并且与等于双轨道周期的吸积体的旋转周期一致。我们将我们的观测结果与Koen和Maxted 2006年最近发表的观测结果相结合，以提供准确的星历。我们还用雨燕探测了该系统的X射线，并估计其吸积速率约为每年1 × 10 ^-13兆太阳。我们认为，SDSS 1212最有可能是一个磁激变变量在一个非常低的吸积扩展状态，类似于研究的极地EF Eri。另一种可能是，假定的棕矮星并没有填满它的洛希叶，系统是一个分离的双星系统，其中白矮星有效地从次级恒星的风中吸积。六个这样的后共同信封，“前极”系统-被称为“低吸积率极地”（LARPs）的Schwope等人，2002年-以前已确定通过光学回旋发射线。最近在近红外Debes等人2006中检测到了SDSS 1212的回旋辐射，但如果分离，它将是第一个可能具有亚恒星次级辐射的“LARP”。目前还不清楚L型矮星风是否足够强大，以提供测量的吸积率。我们建议进一步的观察，以区分罗氏瓣溢出和风吸积的情况。
2006-09-15 astro-ph
Pure hydrogen atmosphere for very cool white dwarfs
在朝向大麦哲伦星系的视线中观测到的微透镜现象表明，银河系暗晕的质量中很大一部分可能是由白矮星组成的。此外，在几个球状星团的HR图中还观察到白矮星序列。由于Teff <4000 K时无法获得白矮星大气层，所以年龄大于~ 10 Gyr的白矮星的冷却时间尺度非常不确定。此外，通过直接观测来识别一颗白矮星的数量取决于对非常冷的白矮星的颜色和热辐射修正的了解。本文首次给出了Teff <4000 K的极冷氢白矮星的详细模型大气和光谱。我们包括了最新的氢的不透明度的描述和重要的是，我们在大气计算中引入了一个非理想状态方程。我们发现，由于H_2在红外波段的强吸收，非常老的白矮星在V、R和I波段最亮，并且我们证实，当它们冷却到Teff ~ 3500 K以下时，它们在大多数色指数上变得更蓝。
1998-12-04 astro-ph
White Dwarf Luminosity and Mass Functions from Sloan Digital Sky Survey Spectra
我们目前的第一阶段，在我们正在进行的工作，使用斯隆数字巡天（SDSS）的数据，以创建单独的白矮星（WD）的光度函数为两个或两个以上的不同质量范围。在本文中，我们确定的SDSS光谱白矮星样品的完整性进行比较，自行选择样品的WD从SDSS成像数据与光谱测定WD的大目录。我们推导出选择概率作为单一颜色（g-i）和表观幅度（g）的函数，其覆盖范围为-1.0 < g-i < 0.2和15 < g < 19.5。我们解决所观察到的上升日志g的白矮星与Teff <~ 12，000 K，并提供参数，该问题是有限的线轮廓，并不存在于连续。我们提供了一个经验方法，消除了上翘，恢复一个合理的质量函数的白矮星与Teff <12，000 K。最后，我们提出了一个白矮星光度函数与近一个数量级（3,358）光谱证实的白矮星比以前的任何工作。
2007-09-14 astro-ph
Detection of a Variable Infrared Excess Around SDSS 121209.31+013627.7
我们提出了近红外$JHK_s$测光和光变曲线的候选人磁白矮星+棕矮星二进制SDSS J121209.31+013627.7和报告的探测近红外多余和变化的$K_s-$带。观测到的近红外过量可以用L7褐矮星和额外发射源的存在来解释。$J$和$H$的光变曲线看起来是平坦的，这排除了深于0.2等的食和白矮星上存在吸积热点的可能性。从可变的$K_s$光变曲线中，我们得到系统的精确周期为88 $\pm$ 1分钟。我们发现，观测到的变化$K_s-$带可以解释回旋辐射，这可以模拟的一个小斑点的表面上的白矮星。SDSS 1212与超短周期的极区EF波江座有相似之处，但缺乏罗什瓣溢出吸积的证据，这表明它可能是一个前极区。
2006-07-07 astro-ph
A Second Stellar Color Locus: a Bridge from White Dwarfs to M stars
我们报告了在SDSS g-r与u-g色图中发现的一个恒星轨迹，它连接了白矮星和M矮星的颜色。虽然它相对于主恒星轨迹的对比度仅为~1：2300，但这个先前未被识别的特征包括SDSS数据发布1中的863颗恒星。这个特徴的位置和形状与一个简单的双星模型的预测吻合得很好，该模型由一颗白矮星和一颗M矮星组成，其组成部分的光度比控制着这个双星系统轨迹的位置。其中47个天体的SDSS DR 1光谱强烈支持这一模型。对白矮星分量的绝对星等-色分布推断与Bergeron等人（1995）的模型很好地一致。
2004-03-09 astro-ph
The Pseudo-continuum Bound-free Opacity of Hydrogen and its Importance in Cool White Dwarf Atmospheres
研究了冷白矮星大气中氢原子的束缚-自由赝连续不透明度的重要性。当用$T_{\rm eff}\rm <17000 K$模拟白矮星大气时，这种吸收源用占据概率形式计算时，在光学波长处占主导地位。这是不切实际的，也没有被观察到。另一方面，在冷白矮星光谱的蓝色部分有一个显著的通量抑制，主要解释为氢原子的伪连续吸收的结果。我们调查这个问题，提出了一个新的，更现实的方法来计算这个来源的不透明度。我们表明，这种吸收是数量级小于目前的方法预测。因此，我们排除了冷白矮星光谱中观测到的通量不足的来源，即伪连续谱不透明度。
2006-07-26 astro-ph
Spectropolarimetric Survey of Hydrogen-rich White Dwarf Stars
我们用塞曼偏振光谱仪对61颗南白矮星进行了观测，寻找磁场。我们的目标是获得这些天体的磁场分布，特别是找到磁场较弱的白矮星。我们发现一个可能的候选物（WD 0310-688）可能具有-6.1+/-2.2 kG的弱磁场。接下来，我们确定的分数和分布的磁性白矮星在太阳附近，并调查发现更多的这些对象的基础上，目前的发病率的磁性白矮星在20 pc的太阳。我们还分析了白矮星的光谱，得到了有效温度和表面引力。
2006-09-11 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
SDSS J233325.92+152222.1 and the evolution of intermediate polars
中极星（IP）是激变变星，其中包含旋转周期短于双星轨道周期的磁性白矮星。演化理论预测，具有长轨道周期的IP会通过2-3小时的周期间隙演化，但很不确定所产生的物体的性质。虽然已知的长周期IP相对较多，但其中很少有短轨道周期。我们介绍了SDSS J233325.92+152222.1的相位分辨光谱学和光度学，并将其归类为具有最短已知轨道周期（83.12 +/- 0.09分钟）的IP，其中包含一个具有相对较长自旋周期（41.66 +/- 0.13分钟）的白矮星。我们估计白矮星的磁矩为mu（WD）\approx 2 x 10^33 G cm ^3，这不仅与其他四个已证实的短周期IP中的三个相似，而且与许多长周期IP的磁矩相似。我们认为，长周期的IP保存他们的磁矩，因为它们朝着更短的轨道周期。因此，占主导地位的长周期IP（白矮星的自旋周期大约比它们的轨道周期短10倍）可能最终成为像SDSS J2333这样的短周期IP，自旋周期是它们轨道周期的很大一部分。
2007-04-04 astro-ph
Do weak magnetic fields prevent hydrogen from accreting onto metal-line white dwarf stars?
普遍接受的假设是，在一些冷的富氦白矮星的光谱中检测到的金属不可能是原始起源的，因此必须从星际介质中吸积。然而，观测到的氢丰度太低，与从金属吸积推断的高吸积率不相容。因此，与金属吸积相比，氢吸积被抑制。作为这种"氢屏蔽“的原因，最广泛讨论的假设是螺旋桨机制：金属以颗粒的形式吸积在缓慢旋转的弱磁化白矮星上，而电离的氢在阿尔文半径处被排斥。我们已经获得了富氦白矮星GD 40（WD 0300 -013）和L745- 46 A（WD 0738 -172）的圆偏振光谱-它们都显示出强金属线和氢-以寻找弱磁场的特征。螺旋桨机构在这些恒星中工作所需的磁场强度至少分别为144000 G和3000 G。尽管L745- 46 A可能具有约$-$ 6900 G的磁场，但对于GD 40，没有发现场强上限为4000 G（置信度为99%）的磁场。
2004-06-09 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
Hydrogen-Accreting Carbon-Oxygen White Dwarfs of Low Mass: Thermal and Chemical Behavior of Burning Shells
对初始质量为$M_{\rm WD} = 0.516 M_{\sun}$的冷却白矮星以$\dot{M}=10^{-8}$ \msun \yrm 1的速率吸积Z = 0.02的富氢物质的热行为进行了数值实验研究。详细研究了脉冲周期中模型的主要物理量的演化。从选定的模型中的质量范围$M_{\rm WD} = 0.52÷0.68$ \msunend，我们推导出的边界在$M_{\rm WD}$ - $\dot{M}$平面的稳态吸积制度时，氢燃烧在一个恒定的速度，因为它是吸积。本文还研究了吸积金属丰度Z = 0.001和Z = 0.0001的富氢物质的白矮星在氢壳层闪光时的物理性质。对于固定的吸积率，吸积物质的金属丰度的降低导致在爆发时的富氢层的厚度增加和氢燃烧壳效率的降低。在$M_{\rm WD}$ - $\dot{M}$平面中，稳态吸积带的边界与吸积物质的金属丰度密切相关：当金属丰度降低时，吸积带向较低的吸积速率移动，并且其在$\dot{M}$中的宽度减小。
2000-03-18 astro-ph
A New Very Cool White Dwarf Discovered by the Sloan Digital Sky Survey
在SDSS调试期间获得的早期数据导致了一颗非常冷的白矮星的发现。它似乎比其他任何已知的白矮星都有更强的碰撞诱导吸收分子氢的能力，这表明它的温度比其他任何白矮星都低。虽然它的距离目前尚不清楚，但它的自行令人惊讶地小，使它不太可能是一颗晕星。对白矮星冷却时间的分析表明，该天体可能是一颗低质量恒星，核心是氦。SDSS的成像和光谱学还恢复了LHS 3250，这是以前已知的最冷的白矮星，这表明SDSS将成为识别这些极端物体的有效工具。
2001-01-02 astro-ph
The formation of DA white dwarfs with thin hydrogen envelopes
我们研究了DA白矮星的形成和演化，DA白矮星的祖先在离开热脉冲AGB后不久经历了一个晚期热脉冲（LTP）。为此，我们计算了一个最初的2.7钼恒星的完整演化的方式从零年龄的主序星的白矮星阶段。我们发现，AGB后残留物中的大部分原始富氢物质在LTP后演化过程中被烧毁，结果是，在进入白矮星冷却轨道时，剩余的氢包层变成了10^-6 Mo，这与某些鲸鱼座ZZ星的星震学推断一致。
2005-07-18 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 search for hidden white dwarfs in the ROSAT EUV survey II: Discovery of a distant DA+F6/7V binary system in a direction of low density neutral hydrogen
我们报告的结果，我们最终的搜索热白矮星在未解决的，白矮星型，二进制系统与IUE。一个新的系统，RE J 0500 -364（DA+F6/7V），已被确定。这颗恒星似乎位于500- 1000 pc之间，使其成为最遥远的白矮星之一，如果不是最遥远的，在EUV调查中被发现。这个天体非常低的视缐中性氢体积密度可能会对β CMa星际扩散气体隧道的长度设置下限，该隧道以与RE J 0500 -364相似的方向远离本地气泡。
1998-06-19 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 $（取决于重元素值）。
2000-02-11 astro-ph
Cooling sequences and color-magnitude diagrams for cool white dwarfs with hydrogen-atmospheres
我们提出了冷白矮星在纯氢气氛下到有效温度$\te=1500$ K的新的冷却序列、色-星等图和色-色图。我们包括一个更详细的治疗的物理完全电离的内部，特别是改进的热力学的量子，相对论性的电子-离子等离子体的温度依赖性的离子-离子和离子-电子的贡献的讨论。本计算还包括准确的边界条件之间的简并核心和最外层，以及更新的大气模型，包括H $_2$ -H $_2$诱导偶极吸收。我们研究的差异所产生的初始碳氧分布和核心包络$L$ - $T_c$关系的不确定性的恒星冷却时间。由于结晶诱导的化学分馏的最大时间延迟仍然很大，从0.5和1.2 $\msol$白矮星的$\sim 1.0$ Gyr到0.6到0.8 $\msol$白矮星的$\sim 1.5$ Gyr，即使有初始分层的组成剖面，在详细的白矮星冷却计算中也不能忽略。这些冷却序列为从观测特征中确定老的盘状或晕状富氢白矮星的质量和年龄，寻找或鉴别它们提供了理论支持。
2000-06-26 astro-ph
Hydrogen model atmospheres for white dwarf stars
本文给出了DA白矮星模型大气的详细计算。我们的大气程序采用标准的部分线性化技术求解了局部热力学平衡下的大气结构，该技术考虑了辐射和对流的能量传递。这个程序包含了最近改进和扩展的碰撞诱导氢分子吸收的数据库。我们分析了在2500 < Teff < 60000$ K和6.5 < log g < 9.0范围内大气的热力学结构和紧急通量。为模型网格的子样本提供了热辐射校正和颜色指数。比较的颜色与发表的观测材料和其他最近的模型计算的结果。由于人们对氦核白矮星的兴趣日益增加，我们利用最近的演化模型分析了这些恒星在冷却过程中的光度特征。我们已经测定了一些氦核白矮星候选者的有效温度、表面重力、质量和年龄，并简要讨论了它们可能的双星性质。
2001-02-10 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
Two New Variable Hot DQ Stars
我们发现了斯隆数字巡天（SDSS J220029.08-074121.5和SDSS J234843.30-094245.3）中两颗热DQ星的光变曲线的周期性变化。这是在热DQ中检测到的第二和第三个变量，并证实了一类新的可变白矮星的存在。这些变化的幅度是第一个发现的变量SDSS J142625.71+575218.3中检测到的幅度的一半，并且需要高信噪比的测光来检测。这些恒星的脉冲形状与已知的白矮星的脉冲形状不同，但与第一个热DQ变星SDSS J142625.71+575218.3相似。
2008-10-13 astro-ph
