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
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
Magnetic field topology of accreting white dwarfs
本文报道了我们对旋转单磁白矮星和磁激变变星中的白矮星的磁场结构进行系统研究的第一批结果。本文利用欧洲南方天文台（ESO）VLT上FORS 1的相位分辨通量谱和偏振谱，采用塞曼层析系统方法，计算了孤立白矮星HE 1045 -0908和吸积白矮星的全球磁场分布。
2003-02-04 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
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
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
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
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
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。
2003-10-02 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
A new magnetic white dwarf : PG2329+267
我们已经发现白矮星PG 2329+267是磁性的，假设它是一个中心偶极结构，其偶极磁场强度约为2.3 MG。这使它成为仅有的大约4%的孤立白矮星之一，具有可检测的磁场。线性塞曼分裂以及二次塞曼位移是明显的氢巴耳末序列和圆偏振光谱揭示了10%的圆偏振在两个位移西格玛组件的Halpha。通过与已知质量的白矮星光谱的比较，我们认为PG 2329+267比典型的孤立白矮星质量更大，这与磁性白矮星是由磁性化学特殊的Ap和Bp型主序星演化而来的假说是一致的。
1998-05-06 astro-ph
The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes
在银河系疏散星团中，与假设合理的初始质量函数和初始质量<= 8 M_sun的主序星成为白矮星的预期数量相比，明显缺乏白矮星。我们认为这种白矮星的缺乏至少部分是由于动力学过程。主序后演化过程中的非球对称质量损失将导致白矮星残骸的各向同性反冲速度为几km/s。这种反冲速度可以导致星团中形成的大部分白矮星离开星系。我们调查这个动力学过程进行高精度N体模拟的中等质量的疏散星团，在那里我们应用各向同性反冲速度的白矮星残余物。我们的模型表明，如果平均反冲速度超过星系团速度色散的两倍，几乎所有的白矮星都会从星系团中消失。
2003-08-14 astro-ph
HR2875: Spectroscopic discovery of the first B star + white dwarf binary
我们报告了在极紫外探测器（EUVE）的短波长光谱中发现的一颗未解析的热白矮星伴星，它是5等B5 Vp恒星HR 2875的伴星。这是第一次发现没有相互作用的白矮星$+$ B型双星;之前，已知最早有白矮星伴星的是天狼星（A1 V）。由于白矮星必须是从一个质量大于B5 V恒星（$\geq$ 6.0 M $_\odot$）的主序星祖先演化而来，这就为白矮星祖先的最大质量设定了一个下限，这对我们了解初末质量关系具有重要意义。假设大气成分为纯氢，我们将白矮星的温度限制在39,000 K到49,000 K之间。我们还认为，这种退化的恒星可能有质量显着大于平均质量的白矮星（$\approx$ 0.55 M $_\odot$）。最后，我们建议其他明亮的B星（例如\在ROSAT宽视场相机和EUVE的极紫外线调查中发现的$θ$ Hya）也可能隐藏着热的白矮星同伴。
1998-01-15 astro-ph
White Dwarf - Red Dwarf Systems Resolved with the Hubble Space Telescope: I. First Results
第一个结果提出了哈勃太空望远镜先进相机的调查快照研究白矮星与可能的红矮星同伴。到目前为止，在观测和分析的48个目标中，有27个完全或部分地被分解为两个或更多的组成部分，而另外15个系统几乎可以肯定是未解决的二进制。这些结果为至少含有一颗白矮星的双星系统中轨道间距的双峰分布提供了第一个直接的经验证据。
2006-06-14 astro-ph
White Dwarf Spectra and Atmosphere Models
我们描述了白矮星的光谱分类和一些重要的物理过程，他们的理解。在本文的主要部分，我们讨论了输入物理和计算方法的一个最广泛使用的恒星大气程序的白矮星。
2008-12-02 astro-ph
Cool White Dwarfs Identified in the Second Data Release of the UKIRT Infrared Deep Sky Survey
我们将UKIRT红外深空巡天大面积巡天的第二次数据发布与斯隆数字巡天的第五次数据发布配对，从测光和天体测量中确定了十个冷白矮星候选者。在这十颗中，有一颗以前被认为是非常冷的白矮星。我们已经使用北双子座上的GMOS-N摄谱仪获得了七个候选者的光谱，并确认了所有七个都是白矮星。我们的测光和天体测量表明，剩下的两个物体也是白矮星。测光和光谱的模型分析表明，七个新确认的白矮星和两个新的可能的白矮星的有效温度范围Teff = 5400-6600 K。我们对先前已知的白矮星的分析证实它是冷的，Teff = 3800 K。这颗矮星的冷却年龄为8.7 Gyr，而9颗~6000 K的白矮星的冷却年龄为1.8-3.6 Gyr。我们无法从现有的数据中确定白矮星的质量，因此我们无法限制白矮星的总年龄。样本中最冷的白矮星的冷却年龄很大，加上它的切向速度估计很低，这表明它是薄盘的一个老成员，或者是银河系厚盘的一个成员，年龄为10-11 Gyr。较温暖的白矮星似乎具有典型的厚盘甚至晕的速度;这些可能是非常古老的低质量恒星的残余，或者它们可能是相对年轻的薄盘天体，具有异常高的空间运动。
2008-10-22 astro-ph
Disks and Planets Around Massive White Dwarfs
我们预测在大质量白矮星周围存在尘埃盘和可能的CO行星。我们表明，从这些磁盘的热辐射应该是可检测的红外线。行星也可以通过直接红外成像，光谱学或使用白矮星的脉动来检测。
2005-08-31 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
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
Isochrones and Luminosity Functions for Old White Dwarfs
利用一个新的冷却白矮星模型网格，我们计算了含有老白矮星的系统在Johnson-Kron/Tuberins和HST滤波器组中的等时线和光度函数。这些新的模型包含了一个非灰色的大气层，这对于正确描述老白矮星在低温下分子不透明度的影响是必要的。各种函数的计算和广泛的制表和绘图是为了尽可能实用的观察者，所以所有的结果都列在观察者将获得的数量。这些表格和图表最终将被证明是解释哈勃空间望远镜对附近球状星团中最古老的白矮星的高级相机观测结果的关键，在理解星系晕中寻找古老的白矮星的结果，以及在使用白矮星确定所有年龄的星团的年龄方面。作为一个实际应用，我们证明了这些结果的使用推导的老星系团M67的白矮星冷却年龄。
1999-08-31 astro-ph
Can a Very Low-Luminosity and Cold White Dwarf be a Self-gravitating Bose Condensed System
提出了一个关于白矮星结构和冷却机制的全新模型。我们已经论证了白矮星的大部分成分--带正电的离子是玻色子，在内部极端的物理条件（密度和温度）下，有可能发生带电玻色气体的凝聚。我们试图证明冷白矮星是一个自引力带电玻色凝聚系统。
2000-08-30 astro-ph
White Dwarf Sequences in Dense Star Clusters
我们使用现实的N体模拟的结果来研究密集星团中的白矮星人口的外观。我们发现，大量的二进制人口在星团中的存在下，这个人口与集群环境的相互作用，观察到的白矮星序列和派生的白矮星冷却年龄的集群的形态有严重的后果。我们发现，随着时间的推移，集群的动力学演化-质量分离，恒星相互作用和潮汐剥离-阻碍了使用白矮星作为示踪剂的初始质量函数，也导致了显着增强的白矮星质量分数。未来对星团的观测应该在星团半质量半径以内进行，以便从白矮星的光度函数中最好地获得星团年龄和初始质量函数的信息。在研究动态演化星团的白矮星种群时，必须考虑双星的演化和星团环境。
2003-02-06 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
The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields
目前估计白矮星的磁场超过1 MG的比例约为10%;根据我们第一次用VLT对12颗明亮的白矮星进行的高精度圆偏振研究（Aznar Cuadrado et al. 2004），这个数字在KG范围内增加到约25%。通过我们对10颗白矮星观测的新样本（加上一颗sdO星），我们希望改进样本统计，以确定白矮星中的kG磁场事件。在我们的一个物体（LTT 7987）中，我们检测到一个统计学显著（97%置信水平）的纵向磁场，变化范围为（-1+-0.5）kG和（+1+-0.5 $）kG。这将是白矮星中发现的最弱的磁场，但在这种精度水平上，系统误差不能完全排除。加上先前的研究，白矮星中的千吉级磁场的比例约为11- 15%，这接近目前对高磁白矮星（> 1 MG）的估计。
2006-10-30 astro-ph
High proper motion white dwarfs and halo dark matter
奥本海默等人（Oppenheimer et al.，2001）最近发现的古老而凉爽的白矮星的解释仍然存在争议。尽管这些作者声称他们最终发现了难以捉摸的古老晕白矮星群，它们对星系晕的质量收支有重要贡献，但还有其他一些贡献认为这些白矮星不是真正的晕成员，而是厚盘星。我们在这里表明，这个样本的解释是基于所采用的距离，这是从一个颜色-星等校准，我们证明，当使用正确的距离相当大的一部分，这些假定的晕白矮星确实属于磁盘人口。我们还进行了极大似然分析的其余一组白矮星，我们发现，他们最有可能属于厚盘人口。然而，另一种可能的解释是，这个白矮星样本是从晕和盘白矮星群体的1：1混合物中提取的。
2002-07-18 astro-ph
Accreting White Dwarfs
热核（Ia型）超新星是在吸积白矮星中的爆炸，但导致这些爆炸的确切情况仍然不清楚。澄清这一点的一个重要步骤是了解在密近双星系统中吸积白矮星的行为。白矮星的特征（质量、化学成分、光度）、吸积物质（化学成分）以及与双星系统性质相关的特征（质量吸积率），对于进一步演化为爆炸至关重要。本文分析了吸积的结果及其对白矮星向阿布拉塞卡质量生长和热核爆炸的影响。
2008-09-23 astro-ph
Low Luminosity Companions to White Dwarfs
本文介绍了白矮星的低质量恒星和亚恒星伴星的近红外成像巡天结果。对261颗白矮星的宽视场自行观测能够直接探测到轨道间距在$\sim100$和5000 AU之间、质量低至0.05 $M_{\odot}$的伴星，而对86颗白矮星的深近场搜索能够直接探测到轨道间距在$\sim50$和1100 AU之间、质量低至0.02 $M_{\odot}$的伴星。此外，所有的白矮星目标都被检查了近红外过量发射，这是一种能够探测到质量低至0.05 $M_{\odot}$的任意距离的伴星的技术。没有发现棕矮星候选者，这意味着白矮星的棕矮星伴星比例为$<0.5$ %。相比之下，这次巡天测量到的白矮星的伴星比例为22%，没有修正偏差。此外，大多数已知和疑似的白矮星伴星都是低质量恒星，其质量仅略大于棕矮星。探测到了20颗以前未知的恒星伴星，其中5颗被确认或可能是白矮星，而15颗被确认或可能是低质量恒星。类似于冷场矮星的光谱类型的函数分布，冷未演化的矮星同伴的数量在M型中达到峰值。根据目前的工作，相对于这个峰值，场L型矮星的丰度似乎是伴星L型矮星的2-3倍。此外，没有证据表明初始伴星的质量被主序后的双星相互作用改变。
2005-11-16 astro-ph
Old White Dwarfs as a Microlensing Population
对于最近对大麦云云的视线进行的微透镜研究，一种流行的解释是，在星系晕中有一群古老的白矮星。下面我将回顾老白矮星的基本性质，以及直接探测这一种群的持续努力。
2000-04-11 astro-ph
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。
2003-09-04 astro-ph
Element abundances in cool white dwarfs. II. Ultraviolet observations of DZ white dwarfs
我们提供了一个DZ白矮星和相关天体的均匀导出的光球元素丰度的小型数据库。对九颗白矮星的紫外光谱进行了分析，补充了我们以前的研究。特别令人感兴趣的是在范马嫩2的Lalpha吸收的检测和这颗星的有效温度的测定。新的值是约1000 K低于以前的结果，由于强烈的紫外线吸收的金属，必须始终考虑。我们的样本星的金属丰度与Dupuis等人（1992，1993）的两相吸积模型的预测是一致的。在某些物体中，丰度比可以观察到小的偏差。这可能表明吸积物质中的非太阳金属对金属比率。氢几乎可以在我们所有的物体中检测到。然而，它的平均吸积率必须至少比金属吸积率低两个数量级。
2002-04-24 astro-ph
New Techniques to Determine Ages of Open Clusters Using White Dwarfs
目前主要有两种方法可以独立地确定恒星星族的年龄：主序星演化理论（通过星团等时线）和白矮星冷却理论。疏散星团为这两个钟的校准提供了理想的环境。由于目前的技术，从白矮星的星系团年龄的观测是具有挑战性的，我们讨论的可行性，确定白矮星的年龄从明亮的白矮星单独。这将消除观察最冷的（即，最微弱的）白矮星。我们讨论了我们的方法来测试这个新的想法，以及所需的光度精度和金属丰度，距离和红化的先验约束。我们采用了一种新的贝叶斯统计技术来获得和解释结果。
2006-11-27 astro-ph
Neural Network identification of halo white dwarfs
白矮星光度函数已被证明是一个很好的工具来研究银河系盘的一些性质，如它的年龄和过去的历史的本地恒星形成率。晕白矮星观测光度函数的存在可以提供关于其年龄、恒星形成速率持续时间的有价值信息，也可以限制允许的初始质量函数（IMF）的形状。然而，主要的问题是已经被确认为晕星的白矮星数量稀少。在这封信中，我们展示了如何人工智能算法可以成功地用于分类人口的光谱识别白矮星，使我们能够确定几个潜在的光环白矮星，并提高其光度函数的意义。
1998-09-28 astro-ph
