PSR J1738+0333: The First Millisecond Pulsar + Pulsating White Dwarf Binary
我们报告发现了第一颗毫秒脉冲星，它有一颗脉动的白矮星伴星。继最近在极低质量（ELM，<0.3 Msol）白矮星（WD）中发现脉动之后，我们利用高速双子座测光将ELM WD伴星定位到两颗毫秒双星。我们发现显着的光学变化PSR J1738+0333之间的周期约1790-3060 s，一致的时间尺度与理论和经验观测的脉动在0.17 Msol氦芯ELM WD。此外，我们对PSR J1909-3744中缺乏变异性进行了严格限制，表明该ELM WD的波动幅度不小于0.1%。得益于无线电定时测量的精确距离和半径估计，PSR J1738+0333成为低质量脉动WD的基准。未来，更广泛的时间序列测光的这个系统提供了一个前所未有的机会，以约束的物理参数（包括冷却年龄）和内部结构的ELM WD，反过来，质量和自旋下来的年龄，它的脉冲星同伴。
2014-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Physical Nature of Subdwarf A Stars: White Dwarf Impostors
我们解决的物理性质的亚矮星A型（sdA）的恒星和他们可能的联系，极低质量（ELM）的白矮星（WD）。这两类物体在低分辨率光谱学中被混淆。然而，颜色和自行表明sdA星比已发表的ELM WD更冷，更亮，因此半径更大。我们证明了纯氢模型导出的表面引力对sdA星存在系统的~1 dex误差，这可能是由低于9000 K的金属线覆盖解释的。通过对五颗食双星的径向速度轨道解和红外线过剩的详细研究，确定这些sdA星是贫金属的~1.2 Msun主序星，伴星为~0.8 Msun。虽然WD必须存在于sdA温度下，但只有约1%的限幅sdA样品应该是ELM WD。我们的结论是，大多数sdA星是贫金属的A-F型星的晕，最近发现的脉动ELM WD类星没有明显的径向速度变化可能是SX Phe变量，而不是脉动WD。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new class of pulsating white dwarf of extremely low mass: the fourth and fifth members
本文报道了两个新的脉动极低质量（ELM）白矮星（WD）的发现，SDSS J161431.28+191219.4（以下简称J1614）和SDSS J222859.93+362359.6（以下简称J2228）。这两个WD的质量都小于0.25 Msun，因此可能含有氦核。光谱拟合表明，这是迄今发现的两个最冷的脉动WD。J1614的Teff = 8880 +/- 170 K和log g = 6.66 +/- 0.14，相当于大约0.19 Msun WD。J2228的温度要低得多，Teff = 7870 +/- 120 K，log g = 6.03 +/- 0.08，相当于大约0.16 Msun WD，是已知温度最低、质量最小的脉动WD。有多个ELM WD的有效温度在已知最热和最冷的ELM脉动器之间，这些脉动器不会达到可观察到的振幅，这对低质量WD的不稳定带的纯度提出了质疑。与被认为代表所有此类WD演化阶段的C-core ZZ Ceti星相比，ELM WD可能并不都是通过不稳定带演化为简单的冷却序列。这两颗恒星都表现出与非径向g模式脉动一致的长周期变化（1184-6235 s）。虽然ELM WDs优先发现于密近双星系统中，但J1614和J2228都没有表现出显著的径向速度变化，可能是在低倾角系统中或有低质量的同伴。这是已知的第四和第五个脉动ELM WD，所有这些都有氢主导的大气层，将这些物体…
2013-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
GlobULeS-IV. UVIT/AstroSat detection of extremely low mass white dwarf companions to blue straggler stars in NGC 362
利用AstroSats紫外成像望远镜（UVIT）拍摄的图像，在银河系球状星团NGC 362中发现了与蓝离散星（BSS）相伴的极低质量白矮星（ELM WD）。使用UVIT、UVOT、Gaia EDR 3和2.2 m ESO/MPI望远镜的数据创建了26个FUV亮成员BSS的光谱能量分布（SED）。一个单一的SED适合14 BSS，而双SED拟合显示ELM WD作为二进制同伴在12的26 BSS研究。12个ELM WD的有效温度、半径、光度和质量都有一定的范围（Teff = 9750-18000 K，R = 0.1- 0.4Rsun，L = 0.4- 3.3Lsun，M =0.16- 0.20Msun）。这表明，12个BSS是通过Case A/B传质途径形成的后传质系统。据我们所知，这是首次在球状星团中发现ELM WDs作为BSS的伴星。这个星系团已知有一个二元BSS序列，12个二元BSS和14个单BSS（根据SED分类）遵循颜色星等图中BSS的质量传递和碰撞序列。发现9个ELM WDs的冷却年龄小于5亿年。虽然双星BSS可能是在核心坍缩（约2亿年）期间形成的，或者是星团动力学演化的一部分，但它们提供了关于这个星团动力学的新见解。
2022-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS J184037.78+642312.3: The First Pulsating Extremely Low Mass White Dwarf
我们报道了第一颗脉动极低质量（ELM）白矮星（WD）的发现，SDSS J184037.78+642312.3（以下简称J1840）。这个DA（氢-大气）WD是迄今为止最冷和质量最低的脉动WD，Teff = 9100 \pm 170 K，log g = 6.22 \pm 0.06，相当于质量约0.17 Msun。这种低质量的脉动WD极大地扩展了DAV（或ZZ Ceti）不稳定带，有效地弥合了WD和主序星之间的log g差距。我们在J1840中检测到超过4000 s的时间尺度上的高振幅变异性，具有非正弦脉冲形状。我们的观察还表明，变化是多周期的。这颗恒星与另一个紧凑的天体（很可能是另一个WD）组成一个4.6 hr双星。未来，更广泛的时间序列测光这ELM WD提供了第一次有机会探测内部的低质量，大概是他的核心WD使用的工具，asteroseismology。
2012-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Results from Pan-STARRS1: Faint, High Proper Motion White Dwarfs in the Medium-Deep Fields
Pan-STARRS 1调查在12个“中深场”上获得了5个波段（Pan-STARRS 1 gps、rps、ips、zps和yps）的多历元成像，每个波段跨越3.3度的圆。在2009年4月至2011年4月期间，观察了这些视野50-200次。使用一个简化的自行图，我们已经提取了47个白矮星（WD）候选人的泛星1天体测量表明，在6西格玛水平的非零自行，与典型的1西格玛自行不确定性为10 mas/yr。我们还使用SDSS（可用时）和USNO-B的天体测量来评估我们的自行配合。没有WD候选者表现出统计上显著的不确定性的证据，典型的1-sigma不确定性为8 mas。这些候选者中有12个是已知的WD，包括高自行（1.7”/年）WD LHS 291。我们通过光谱学确认了另外三个物体为WD。根据Pan-STARRS 1的颜色，其中10颗恒星可能是4170 K Teff 5000 K的冷WD，冷却年龄<9 Gyr。我们将这些对象归类为可能厚盘WD的基础上，他们的运动。我们目前的样本仅代表Pan-STARRS 1数据的一小部分。随着中深场巡天和3 pi巡天的继续覆盖，Pan-STARRS 1应该会发现更多的高自行WD，它们是旧的厚盘和晕的一部分。
2011-10-01 astro-ph.GA
UOCS XIII. Study of the FUV bright stars in the open cluster NGC 2420 using ASTROSAT
本研究借助AstroSat/UVIT并结合多波段SED拟合，分析NGC 2420天区四颗FUV亮星，识别出BSS双星及含ELM白矮星的双星，并给出其参数与年轻冷却年龄。
2023-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
UVIT Open Cluster Study. II. Detection of extremely low mass white dwarfs and post-mass transfer binaries in M67
利用{\it ASTROSAT}上的{ \it紫外成像望远镜}（{ \it UVIT}）对老疏散星团M67中的紫外亮星进行了详细的研究。给出了成员星的紫外和紫外光学色星等图（CMD）以及叠加等时线，包括蓝离散星（BSS）、三元系统、白矮星（WD）和分光双星（SB）。CMD表明在许多成员中存在过量的UV通量，这可能是外在的或内在的。我们构建多波长光谱能量分布（SED）使用光度数据从{ \it UVIT，盖亚} DR 2，2 MASS和WISE调查随着光学光度。对7个WDs进行了模型拟合，发现其中4个WDs的$>$为0.5 \(M_\odot\)，冷却年龄小于2亿年，需要BSS祖细胞。SED适合23星检测极低质量（ELM）WD同伴WOCS 2007，WOCS 6006和WOCS 2002，和低质量WD WOCS 3001，这表明这些是后传质（MT）系统。12个可能与WD相伴的来源需要进一步确认。9个源有X射线和过量的紫外线通量，可能是由恒星活动引起的。这项研究表明，紫外观测是关键的非简并系统，这是理想的测试床，探索这些特殊的WD的形成途径的ELM WD检测和验证。在BSS和主序星之间越来越多的MT后系统的检测表明，在M67中有一个强大的MT路径和恒星相互作用。
2019-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Shortest Period Detached Binary White Dwarf System
我们确定SDSS J010657.39-100003.3（以下简称J 0106 -1000）是目前已知的周期最短的分离双星白矮星（WD）系统。我们将J 0106 -1000作为径向速度计划的一部分，使用6.5 m MMT在已知的极低质量（ELM，~ 0.2 Msol）WD周围寻找同伴。我们检测到的峰到峰径向速度变化为740公里/秒，轨道周期为39.1分钟。质量函数和光学测光排除主序星伴侣。后续的高速测光观测获得的麦克唐纳2.1米望远镜揭示了椭圆形的变化，从扭曲的主要，但没有日食。这是潮汐畸变WD的第一个例子。对光曲线进行建模，我们将系统的倾斜角限制为67 ± 13度。J 0106 -1000包含一对WD（0.17 Msol初级+0.43 Msol不可见次级），间距为0.32 Rsol。这两颗WD将在3700万年后合并，很可能形成一颗核心燃烧He的单颗亚矮星。J 0106 -1000是目前已知的时间尺度最短的合并系统。来自J 0106 -1000的引力波应变处于激光干涉仪空间天线（LISA）的检测极限。然而，精确的星历表和轨道周期测量可能使LISA能够在银河系背景噪音之上探测到J 0106 -1000。
2011-03-11 astro-ph.GA
Detection of a new sample of Galactic White Dwarfs in the direction of the Small Magellanic Cloud
本研究利用UVIT与Gaia DR3数据在SMC方向识别并表征银河系白矮星，发现43颗单白矮星、13个WD+MS候选体及20个ELM候选体，并给出更高的白矮星空间密度估计，展示了UVIT的系统发现能力。
2024-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
GlobULeS-V. UVIT/AstroSat studies of stellar populations in NGC 362: Detection of Blue Lurkers in a Globular Cluster
本文利用AstroSat UVIT等多波段数据在球状星团NGC 362中首次发现四颗蓝色潜伏者，其伴星为低质量或极低质量白矮星，揭示其通过Case A/B质量转移机制在低密度环境中近期形成。
2023-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two New Tidally Distorted White Dwarfs
我们发现了两个新的潮汐畸变白矮星（WD），SDSS J174140.49+652638.7和J211921.96-001825.8（以下简称J1741和J2119）。这两颗恒星都是短周期、分离双星系统中的极低质量（ELM，< 0.2 Msun）WDs。在麦克唐纳天文台获得的高速测光观测揭示了这两个系统的椭球变化和多普勒波束; J1741的最小伴星质量为1.1 Msun，具有在双星系统中观测到的最强多普勒波束信号之一（0.59 \pm 0.06%振幅）。我们使用所观察到的椭球变化来约束每个WD的半径。对于J1741，恒星的半径必须超过0.074 Rsun。对于J2119，半径超过0.10 Rsun。这些间接的半径测量值与开普勒太空船发现的膨胀的WD伴星的半径测量值相当，它们构成了任何WD的最大半径。令人惊讶的是，J1741似乎也显示出0.23 \pm 0.06%的反射效应，我们讨论了这种过度加热的可能来源。J1741和J2119都是强引力波源，利用椭球变化的极小值时间可以探测轨道周期衰减。这可能在十年或更短的时间内实现。
2012-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
J-PLUS: photometric calibration of large area multi-filter surveys with stellar and white dwarf loci
我们提出了由Javalambre光度本地宇宙巡天（J-PLUS）观测到的12个光学通带的光度校准。提出的定标方法包括四个步骤：（i）利用Gaia信息和可用的3D尘埃图定义一组高质量的定标星;（ii）将J-PLUS gri通带锚定到Pan-STARRS测光解，说明定标随CCD上源位置的变化;（iii）利用尘埃去红的仪器恒星轨迹在（X-r）与（g-i）颜色中对其他九个J-PLUS滤波器中的测光进行均匀化，其中X是要校准的滤波器。在这些过滤器沿CCD的零点变化估计与恒星轨迹的距离。最后，（iv）用白矮星轨迹进行了绝对色定标。我们进行了一个联合贝叶斯建模的11个J-PLUS的颜色，颜色图使用理论白矮星轨迹作为参考。这提供了将仪器星等转换为大气层外校准星等所需的偏移。J-PLUS光度校准的不确定性，根据相邻点的重复观测对象估计，并考虑绝对颜色和通量校准误差，在u、J 0378和J 0395中为~19 mmag，在J 0410和J 0430中为~11 mmag，在g、J 0515、r、J 0660、i、J 0861和z中为~8 mmag。我们提出了一种优化的校准方法，大面积多过滤器的J-PLUS项目，达到1-2%的精度在1 022平方度的区域内，而不需要长期观察校准活动或恒定的大气监测。所提出的方法将适用于J-PAS的光度校准，该校准将使用56个窄滤光片观察数千平方度。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
J-PLUS: The fraction of calcium white dwarfs along the cooling sequence
本研究利用J-PLUS DR2十二波段光学测光数据，通过J0395波段等效宽度探测4399颗白矮星的CaII H+K吸收，发现钙白矮星比例随冷却序列从13500 K降至5500 K增加了15+-3%。
2024-06-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot subluminous stars
光谱类型为B和O的热亚亮星是水平分支蓝端的核心氦燃烧星，或者已经进化到甚至超过了这个阶段。引人注目的是，球状星团omega Cen和NGC~2808的富氦和贫氦热亚矮星在赫兹-罗素图中的分布与它们的场对应物不同。热次矮星的金属丰度模式的典型特征是一些较轻元素的强烈缺乏以及重元素的大量富集。很大一部分sdB星是在有白矮星或质量很低的主序星伴星的近距离双星中发现的，它们一定经历了一个共同的演化包络阶段，它们为研究这一重要但又完全理解的恒星演化阶段提供了一个干净的实验室。对于HW~Vir系统，伴星质量分布从恒星区延伸到棕矮星区。V391 Peg是第一个发现在红巨星演化过程中幸存下来的行星。在热的次矮星中已经发现了几种类型的脉动星，最常见的是引力模sdB脉动星（V1093 Her）和它们更热的兄弟，p模脉动星V361 Hya。在球状星团欧米茄Cen中发现了另一类多周期脉动的热次矮星，这是任何场星都无法比拟的。热亚矮星的质量是了解恒星演化的关键。在食双星中发现了一些脉动sdB星，可以测定质量。结果与二进制人口合成的预测吻合得很好。最近发现了一类新的双星，其中包含极低质量（ELM）白矮星（M <0.3兆太阳），填补了双星恒星演化马赛克中的空白。（略）
2016-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The membership of stars, density profile and mass segregation in open clusters using a new machine learning-based method
本文提出结合DBSCAN和GMM两种无监督机器学习算法，基于Gaia DR3数据识别12个不同年龄和距离的疏散星团成员，并据此获得潮汐半径、核心半径及质量分层证据，发现年老星团质量分层更显著且存在潮汐尾成员。
2023-05-28 astro-ph.GA
