The cool magnetic DAZ white dwarf NLTT 10480
我们在新的Luyten十分之二（NLTT）星表中发现了一颗新的冷磁白矮星。高自行恒星NLTT 10480（mu=0.5”/年）显示出微弱的钙塞曼分裂线，以及特征性的H α和β塞曼三重态。用VLT X射线能谱测得表面平均磁场B_S ~ 0.5 MG。钙线和氢线的π和σ分量的相对强度意味着高倾角（i > 60度）。光学-红外V-J色指数和CaI/CaII电离平衡表明温度在4900和5200 K之间，而Balmer线轮廓有利于5400 K的更高温度。这种差异可能通过将金属丰度增加到0.03倍太阳能来解决，从而增加电子压力。然而，测得的钙丰度和丰度上限为其他元素（钠，铝，硅。和Fe）表明光球金属丰度< 10^{-4}太阳。假设扩散处于稳定状态，则需要log（dM/dt）（g/s）=5.6+/-0.3的钙吸积速率来维持白矮星大气中log（n（Ca）/n（H））=-10.30+/-0.30的钙丰度。我们研究这一发现的影响，在冷白矮星行星碎片和弱磁场的发病率。
2011-06-13 astro-ph.SR
VLT/X-shooter observations and the chemical composition of cool white dwarfs
本文介绍了在甚大望远镜（VLT）上用X射线摄谱仪观测到的冷富氢白矮星的大气模型分析。光谱的中等色散和高信噪比使我们能够对氢和重元素谱线进行详细分析。特别是，我们测试了氢巴耳末谱线加宽参数的各种处方，并确定了每颗恒星的有效温度和表面重力。三个天体（NLTT 1675、6390和11393）显示存在重元素（Mg、Al、Ca或Fe）。我们的丰度分析显示，NLTT 1675和NLTT 6390中的铁钙比相对较高。我们还提出了在VLT使用焦点还原器和低色散摄谱仪（FORS）获得的分光偏振数据的分析，我们建立了严格的上限在三个DAZ白矮星的磁场强度和确定的纵向磁场强度在DAZ NLTT 10480。DAZ类白矮星包括可能从其直接的拱星环境中吸积物质的物体，本研究有助于建立类属性。
2011-11-14 astro-ph.SR
Detection of Weak Circumstellar Gas around the DAZ White Dwarf WD 1124-293: Evidence for the Accretion of Multiple Asteroids
没有尘埃盘的单金属污染白矮星被认为是从行星系统扰动的小行星破坏造成的气体盘中积极吸积金属。我们首次报道了在DAZ WD~1124-293附近的吸收中探测到星周Ca~II气体，该气体缺乏红外过量。我们将气体限制在$>$ 7 $R_{\rm WD}$和$<$ 32000~AU，并估计它位于$\sim$ 54~R $_{\rm WD}$，正好在WD~1124-293的潮汐破坏半径内。这一探测是基于坎帕纳斯天文台麦哲伦/克莱望远镜上的MIKE摄谱仪在Ca~II H和K线（$λ$ = 3968 π，3933 π）周围的几个光谱时代。我们通过观察附近的视线来确认气体的拱星性质，并且没有发现来自本地星际介质的气体的证据。通过档案数据，我们已经测量了11年内的两个光球钙线的等效宽度。我们看到在这段时间内等效宽度的$<$ 5-7\%的历元变化，并且没有长期趋势的证据。拱星气体的存在意味着一个近边缘的倾斜系统，因此，我们将限制短期过境行星同伴与R $>$ R $_{\rm \oplus}$使用WASP调查。在WD~1124-293周围的轨道上存在气体意味着大多数DAZ可能拥有行星系统。由于25- 30%的白矮星表现出金属线吸收，扰动小天体的动力学过程必须是稳健的。
2012-05-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Scars of Intense Accretion Episodes at Metal-Rich White Dwarfs
对DBZ型白矮星的时间平均吸积率的重新评估表明，历史上的时间平均吸积率明显高于目前在DAZ型白矮星上观察到的吸积率。DAZ白矮星观测到的持续的瞬时吸积速率（通常超过1 e8 g/s）与DBZ恒星在过去1 e5 - 1 e6年中推断的吸积速率之间的差异可能是几个数量级，因此必须由数十至数百年的高速率事件造成，因此它们至今仍未被发现。本文探讨的可能性，这种短暂的，强烈的吸积事件的气相材料可以解释现有的数据。对于星周气体的合理假设，吸积速率接近或超过1 e15 g/s是可能的，类似于在静态激变变星中观察到的速率，并且可能通过未来的X射线任务或宽场监测设施检测到。容易发生这种快速吸积的气体碎片可能在潮汐破裂事件之后立即通过碰撞和升华而丰富，或者如果额外的物体撞击现存的磁盘。在气体产生事件之间的长时间内，颗粒盘物质以坡印廷-罗伯逊拖曳率或接近坡印廷-罗伯逊拖曳率的速度吸积，这与尘埃DAZ白矮星推断的速率一致。在这张照片中，没有红外线过量的温暖DAZ恒星的吸积速率与未被检测到的颗粒盘一致。这一总体情况对DBZ白矮星的吸积和小行星碎片的衍生化学成分的准稳态模型有影响。
2012-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Sirius B Imaged in the Mid-Infrared: No Evidence for a Remnant Planetary System
越来越多的证据表明，太阳系的残余物可能围绕着大部分白矮星运行，因为DAZ和DBZ白矮星的污染大气表明了最近富含金属的物质的吸积。（Zuckerman等人，2010年）。其中一些被污染的白矮星被发现有大量的中红外线过量，这些中红外线过量来自被认为是金属吸积的储存器的近距离碎片盘。这些系统被称为DAZd白矮星（von Hippel et al. 2007）。在这里，我们调查Bonnet-Bidaud & Pantin（2008）的说法，即天狼星B，离太阳最近的白矮星，可能有来自尘埃碎片盘的红外过量。天狼星B的伴星天狼星A在南半球通常被观测为中红外测光标准。我们结合几年的Gemini/T-ReCS光度标准观测，在5 ~10微米的滤光片（宽N + 4窄带）中产生深中红外成像，揭示了天狼星B的存在。我们的光度测量与预期的光球发射一致，因此我们将任何中红外过量限制在光球的10%以下。因此，我们得出结论，天狼星B并不像DAZd白矮星那样有一个巨大的尘埃盘。
2011-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolved solar systems in Praesepe
我们已经获得了11颗Praesepe白矮星的近红外测光，以寻找一个过量的尘埃碎片盘的指示。所有的白矮星都在DAZ温度范围内，但是我们没有发现任何白矮星周围有盘的迹象。然而，我们已经确定，径向速度变量白矮星WD 0837 +185可能有一个未解决的T8矮伴星，不会被视为近红外过剩。
2010-12-06 astro-ph.SR
$Gaia$ white dwarfs within 40 pc II: the volume-limited northern hemisphere sample
本文概述了从$Gaia$数据发布2（DR 2）中探测到的距太阳40 pc以内的北半球白矮星样本。我们发现521个来源是光谱证实的简并恒星，其中111个首先被确定为白矮星候选人从$Gaia$ DR 2和后续最近与威廉赫歇尔望远镜和加那利大望远镜。另外三个白矮星候选者仍然没有被光谱观测到，六个尚未解决的双星已知包括一个白矮星，但不是我们最初在$Gaia$ DR 2赫兹斯普朗-罗素图（HRD）中选择的白矮星。大气参数计算从$Gaia$和泛星测光的样本中的所有对象，确认大多数的趋势，以前观察到的小得多的20 pc样本。本地的白矮星与银河系盘运动学非常一致，只有四个晕候选者。我们发现DAZ白矮星的质量明显小于整个DA种群（$\overline{M}_\mathrm{DAZ} = 0.59\,\mathrm{M}_\odot$，$\overline{M}_\mathrm{DA} = 0.66\,\mathrm{M}_\odot$）。这可能表明，行星形成的效率较低，在更高质量的恒星，产生更多的大质量白矮星。我们检测到一个序列的结晶白矮星的质量范围从$0.6\ \lesssim M/\mathrm{M}_\odot \lesssim\ 1.0\,$，并发现，绝大多数的对象的序列具有标准的运动学特性，对应于平均的样品，这表明它们的性质可以单独的结晶解释。我们还探测到56颗宽双星，包括一颗白矮星和26…
2020-07-07 astro-ph.SR
White Dwarf Pollution: One Star or Two?
本研究利用 Gaia DR3 数据分析了受污染白矮星的宽双星比例，发现 DAZ 与 DZ 星样本结果均表明污染非恒星伴星所致，而是由主要行星输送金属，且两类群体可能具有不同的行星构型。
2024-03-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asymmetric Line Profiles in Spectra of Gaseous Metal Disks Around Single White Dwarfs
在几个单独的DAZ和DBZ白矮星周围观测到了富含金属的盘，这些盘大多被认为是来自较小的岩石星子的分裂。在某些情况下，这些物质（不仅）形成尘埃盘，而且形成气体盘。在SDSS J122859.93+104032.9的情况下，在约8500埃处的双峰红外Ca II三重态（光谱的仅有的两个发射特征之一）表现出强烈的红/紫不对称性。假设其组成类似于我们太阳系中最突出的类陨石小行星，我们使用图宾根NLTE吸积盘代码“AcDc”计算了该盘的光谱和垂直结构。修正模拟不同的非轴对称磁盘的几何形状，第一个初步的结果与观察到的非对称线的轮廓。
2010-10-18 astro-ph.SR
A Multi-Survey Approach to White Dwarf Discovery
通过选取Sloan数字巡天（SDSS）、LSPM-North、2 MASS和USNO-B1.0星表中的天体测量和光度测量数据，采用一系列方法分离出白矮星候选天体，以供后续的光谱学研究。我们的方法包括：减少自行图削减，颜色削减，和大气模型的坚持。本文介绍了用CTIO 4 m和APO 3.5 m望远镜获得的26颗白矮星的光谱。此外，我们确认了28个白矮星的光谱在SDSS DR 7数据库中，但未在其他地方发表，提出了总共54个WD。我们将其中一个标记为已恢复的WD，而其余53个是新发现的。我们根据大气模型分析确定物理参数并估计距离。三颗新的白矮星被建模为位于25 pc以内。另外两颗白矮星被确认为金属污染（DAZ）。后续的时间序列测光证实了另一个物体是一个脉动的ZZ Ceti白矮星。
2012-03-27 astro-ph.SR
The Link Between Planetary Systems, Dusty White Dwarfs, and Metal Polluted White Dwarfs
长期以来，人们一直怀疑被金属污染的白矮星（DAZ、DBZ和DZ型）和带有尘埃盘的白矮星拥有行星系统，但是一种特殊的物理机制，即靠近白矮星的微行星受到扰动，还没有完全假设。在本文中，我们证明了在主序后演化过程中，中心恒星的质量损失可以将微行星扫入与单个巨行星的内部平均运动共振。这些微行星通过离心率的混乱偏移慢慢地被移除，这些偏心率的混乱偏移及时地产生了能够潮汐地破坏微行星的径向轨道。太阳系的数值N体模拟显示，如果其他白矮星有更多的大质量遗迹小行星带，那么有足够数量的微行星受到扰动，可以解释有尘埃和金属污染的白矮星。我们的方案只需要一个小行星大小的行星和足够数量的小行星附近的2：1内部平均运动共振。最后，我们表明，一旦一个微行星被扰动到潮汐穿越轨道，它将成为中断后的白矮星，在那里一个高度偏心流的碎片形成的尘埃产生碰撞的主要水库的第一次通过。这些模拟与对白矮星的观测一致，对主序星周围行星系统的频率、微行星带的频率以及尘埃可能掩盖未来类地行星发现任务的可能性提出了有趣的限制。
2012-01-03 astro-ph.SR
Metal Abundances in Hot DO White Dwarfs
热DO白矮星RE 0503 -289中相对较高的碳丰度表明它是PG 1159恒星的后代。这是证实了最近检测到的极高丰度的trans-Fe元素，源于S-过程核合成的前体AGB星，疏浚了后期的He壳闪光，并可能通过辐射悬浮放大。另一方面，已知最热的DO白矮星，KPD 0005 +5106，不可能是从PG 1159恒星演化而来，而是代表了一个独特的富氦演化序列，可能起源于一个双白矮星合并。
2012-09-22 astro-ph.SR
Light variability of white dwarfs and subdwarfs due to surface abundance spots
经典的主序星化学性质奇特，其光的变化起源于表面丰度点。在斑点，由于线（束缚束缚）和束缚自由过渡的流量重新分配调制恒星旋转，并导致光变。白矮星和热次矮星也可能由于元素扩散或碎片吸积而具有表面丰度点。我们模拟了典型的白矮星和热次矮星的光变，结果从假定的表面丰度点。我们表明，与辐射支持的铁过剩的斑点可能会导致可观察到的光变热白矮星和亚矮星。碎片物质的堆积可能会导致温暖的白矮星中可检测到的光变。我们将我们的模型应用于氦星HD 144941，并得出结论，斑点模型能够解释大多数观测到的光的变化，这颗恒星。
2021-04-08 astro-ph.SR
The WIRED Survey I: A Bright IR Excess Due to Dust Around the Heavily Polluted White Dwarf GALEX J193156.8+011745
随着宽视场红外巡天探测器（WISE）的发射，一个探测白矮星周围行星碎片的新时代已经开始，这就是WISE环绕简并体的超红（WIRED）巡天。有线巡天将对白矮星周围的亚恒星物体和尘埃碎片敏感，其距离超过100 pc，远远超过当地WD的完整性水平，并覆盖SDSS DR 4白矮星目录检测到的大部分已知WD。在本文中，我们报告了有线调查的初步结果，在3.35和4.6 \micron的严重污染的氢白矮星（光谱型DAZ）GALEX J193156.8+011745的检测。我们发现，过量是一致的，无论是一个狭窄的尘埃环的内半径为29 $R_{\rm WD}$，外半径为40 $R_{\rm WD}$，和一个面对的倾角，或磁盘的倾角为70 $^\circ$，内半径为23 $R_{\rm WD}$，和外半径为80 $R_{\rm WD}$。我们还报告了初步的光学光谱监测存在于光球的几个金属线，并发现没有变化的线强度或径向速度的线。我们排除了所有，但行星质量的同伴GALEX 1931了0.5 AU。
2010-12-22 astro-ph.SR
Accretion and diffusion in white dwarfs. New diffusion timescales and applications to GD362 and G29-38
一些光谱类型为DAZ、DBZ和DZ的带有金属痕迹的冷白矮星被发现由于星周尘埃而表现出红外过量辐射。这些尘埃的来源可能是一颗潮汐破裂的小行星，它形成了一个碎片盘，现在为白矮星提供了物质。为了从观测到的白矮星大气层和星周物质的组成中得出任何明确的结论，我们需要详细了解吸积和扩散过程，特别是扩散时间尺度。我们的目标是提供广泛的白矮星参数和所有可能观察到的化学元素的数据。从大气模式出发，计算了外边界层的结构，得到了对流层的深度和下边界的物理参数。这些参数用于使用文献中可用的扩散系数的计算来计算扩散速度。通过一个简单的例子，我们证明了观测到的元素丰度与吸积丰度并不完全相同。只有当我们知道或能够假设恒星在吸积和扩散之间达到了一个稳定状态时，才有可能得出可靠的结论。在这种情况下，大多数元素丰度在大气值和星周物质之间的差异仅为2-4倍。知道了扩散的时间尺度，我们也可以准确地将吸积丰度与观测到的丰度联系起来。如果吸积已经停止，或者吸积速率变化很大，我们就不能确定被吸积物质的成分。
2009-03-09 astro-ph.SR
A Spectroscopic Survey & Analysis of Bright, Hydrogen-Rich White Dwarfs
我们对1300多颗明亮（V < 17.5）、富氢的白矮星进行了光谱测量，主要是基于最新出版的McCook & Sion星表。完整的结果，从我们的调查，包括光谱分析超过1100 DA白矮星，提出。高信噪比光谱获得每个明星，并随后使用我们的标准光谱技术进行分析，其中所观察到的巴耳末线轮廓进行比较，从最新一代的模型大气适合这些恒星计算合成光谱。首先，我们提出了我们的样品，其中包括许多错误的分类，以及几个DAB，DAZ，和磁性白矮星的光谱内容。接下来，我们看看如何新的斯塔克加宽轮廓影响大气参数的测定。必要时，使用特定的模型和分析技术来得出尽可能准确的大气参数。特别是，我们采用M矮模板，以获得更好的估计大气参数的那些白矮星，在DA+dM双星系统。某些独特的白矮星和双简并双星系统也进行了更详细的分析。然后，我们检查我们的样品的整体性能，包括质量分布和它们的分布作为温度的函数。然后，我们继续测试我们的方法的准确性和鲁棒性，通过比较我们的结果与其他调查，如SPY和SDSS。最后，我们重新访问的ZZCeti不稳定带，并研究如何确定其经验边界的影响，最新的线轮廓计算。
2011-10-04 astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables -- II. White Dwarfs With and Without a Mask
利用现在可用的盖亚EDR 3望远镜，我们进行了档案{ \it哈勃太空望远镜}（HST）远紫外光谱分析的10个激变变量系统，包括5个精心挑选的食系统。我们获得了准确的白矮星（WD）质量和温度，与4个食系统的质量非常一致。对于我们的样本中的三个系统，BD Pav，HS 2214和TT Crt，我们报告了其WD的第一个鲁棒质量。我们模拟的吸收线，以获得WD的化学丰度和旋转速度为每个十个系统。正如预期的那样，对于五个更高倾角（$i \gtrsim 75^{\circ}$）系统，通过包含具有$N_{\rm H} \approx 10^{20}-10^{22}$ cm $^{-2}$的冷吸收板（遮蔽WD的铁幕），模型拟合得到改善。HST光谱中金属线的建模显示，10个系统中有7个具有显著的太阳下碳丰度，6个具有太阳下硅丰度，从而进一步证明CV WD具有太阳下碳和硅丰度。我们认为，强铝吸收线（和铁吸收功能）在某些CV WD（如IR Com）的光谱可能是由于存在一个{ \it薄}铁幕（$N_{\rm H}\approx 10^{19}$ cm $^{-2}$），而不是太阳上的铝和铁在WD光球丰度。导出的WD（投影）旋转速度都落在$\approx 100-400$ ~km/s的范围内，所有子开普勒类似于早期研究中获得的值。
2022-03-21 astro-ph.SR
CNO abundances of HdC and RCB stars: a view of the nucleosynthesis in a white dwarf merger
我们提出了高分辨率（R~ 50，000）的近红外光谱的CO和CN的五个已知的缺氢碳（HdC）星和四个R Coronae Borealis（RCB）星的过渡的观测。我们执行这些恒星的丰度分析，通过使用光谱合成和国家的最先进的MARCS模型的气氛冷缺氢星。我们的分析证实了Clayton及其同事的报告，即在光谱中显示CO线的HdC星和冷的RCB星S Aps强烈富集18 O（16 O/18 O比值为0.3至16）。氮和碳分别以14 N和12 C的形式存在。CNO的元素丰度从Cl、C2、CN和CO线获得。讨论了碳丰度计算中的困难。获得了NaI线的Na丰度和SI线的S丰度。元素和同位素CNO丰度表明HdC和RCB星可能是相关的天体，它们可能是由一颗He白矮星和一颗C-O白矮星合并而成的。
2009-01-23 astro-ph.SR
Accretion of a Terrestrial-Like Minor Planet by a White Dwarf
我们提出了污染DAZ白矮星GALEX J193156.8+011745的光学和红外表征。从紫外到热红外的成像和光谱表明，白矮星拥有过量的红外辐射，这与轨道尘埃碎片盘的存在相一致。除了先前确定的五种元素外，我们的光学阶梯光栅光谱仪还可以检测铬和锰，并对其他几种元素进行限制性上限检测。综合所有的探测结果和上限，我们认为白矮星已经吸积了一个分化的母体。我们比较推断的吸积母体的散装元素组成的期望剥离其地壳和地幔的类地行星的散装成分，并找到相对较好的协议。在恒星演化的后期阶段，至少有两个过程对形成岩石天体的最终体元素组成很重要：辐射和与致密恒星风的相互作用。
2011-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiative Levitation of Silicon in the Atmospheres of Two Hyades DA White Dwarfs
在两颗毕宿四白矮星WD 0421+162和WD 0431+126的表面存在硅元素，需要有机制来抵消向下扩散的影响。辐射悬浮计算表明，在WD 0431+126中观察到的硅丰度对应于辐射悬浮支持的丰度。考虑到辐射悬浮和吸积的详细的随时间变化的扩散计算表明，dM/dt（Si）< 1.00E4 g/s的吸积也可能存在，而不会破坏辐射悬浮所支持的丰度。在WD 0421+162的情况下，必须以dM/dt（Si）= 1.25E5 g/s的速率进行吸积，因为其观测到的硅丰度大于辐射悬浮支持的丰度。这个吸积速率低于吸积-扩散模型给出的吸积速率，因为辐射悬浮减慢了硅的向下扩散。在两颗毕宿白矮星中观测到的硅丰度不能仅仅用吸积来解释。对硅丰度的解释必须考虑到辐射悬浮和吸积之间的相互作用。
2013-10-23 astro-ph.SR
Importance of fingering convection for accreting white dwarfs in the framework of full evolutionary calculations: the case of the hydrogen-rich white dwarfs GD133 and G29-38
很大一部分白矮星的光球化学成分被碎片盘吸积的重元素污染。这种碎片盘是岩石微行星潮汐破裂的结果，这些微行星经历了从主序星到最后白矮星阶段的整个恒星演化。确定这种物质的吸积速率是估算微行星质量和了解行星系统最终命运的重要一步。平均分子量为$μ$，高于白矮星外层平均分子量的重物质的吸积，引起双扩散不稳定性，产生指状对流和额外混合。结果，吸积的物质被稀释到恒星深处。我们探讨了这种额外的混合对Mg，O，Ca，Fe和Si的丰度演化的情况下，两个研究得很好的污染DAZ白矮星：GD~133和G~29-38。我们进行了数值模拟的吸积物质的化学成分类似于散装地球之一。我们考虑了从$10^{4}$ ~g/s到$10^{10}$ ~g/s的吸积速率。双扩散不稳定性在很短的时间尺度上发展。在GD~133的情况下，再现观测丰度所需的吸积速率比忽略指进对流所估算的速率高出2个数量级以上，在G~29-38的情况下，则高出约1.7倍。我们的数值模拟表明，指状对流是一种有效的机制，混合吸积材料，它必须考虑到在确定吸积率。
2016-12-29 astro-ph.SR
The White Dwarfs within 25 Parsecs of the Sun: Kinematics and Spectroscopic Subtypes
本文给出了距太阳25秒差距以内的白矮星的光谱亚型的分数分布、表面温度的范围和分布以及运动学性质。在224颗白矮星的25 pc总样本中，没有令人信服的晕白矮星存在的证据。在25秒差距内，也没有什么证据表明存在真正的厚盘亚组分。看来，整个25 pc样本可能属于薄磁盘。我们也没有发现显着的运动学差异与光谱亚型。总DA非DA比的25 pc的样品是1.8，加深信封对流的表现，转换DA星足够薄的H表面层到非DA。我们将这一比例与其他研究的结果进行了比较。我们发现，至少有11%的白矮星在25秒差距的太阳（DAZ和DZ星）有光球金属，可能来自吸积的拱星材料（碎片盘）在他们周围。如果这种解释是正确的，那么它表明类似百分比的行星，小行星状天体或碎片盘绕着它们运行的可能性。我们的体积有限的样品揭示了DC白矮星的堆积在著名的截止DQ白矮星在Tef约6000 K。考虑到小数字统计，我们推测其可能的进化意义。我们发现，在25 pc的样品中，磁性白矮星的发生率至少为8%，在我们的体积有限的样品中，冷白矮星占主导地位。我们得到了DB和DQ简并的近似形成率，并提出了一个初步的测试的演化方案，所有冷却DB星成为DQ白矮星通过氦对流疏浚与扩散尾部的碳从他们的核心向上延伸。
2014-01-22 astro-ph.SR
Heavy Element Abundance Patterns in Hot White Dwarfs from a Survey of the FUSE Archive
本文对FUSE观测资料库中的89颗热DA白矮星进行了系统的丰度测量。这些恒星的温度范围为20000- 70000 K，是迄今为止最大的样本，超过了我们早期主要基于IUE和HST数据的研究三倍。使用之前工作中的重元素覆盖的非LTE恒星大气计算，我们能够测量碳，硅，磷和硫的丰度，并研究它们如何随着恒星冷却而变化。我们能够建立在给定温度范围内看到的广泛的丰度范围，并建立像HZ 43这样的恒星的入射率，这些恒星似乎（令人惊讶地）在其大气中完全没有H以外的任何物质。因此，我们可以开始识别在这个温度范围内具有特殊丰度的恒星，并确定这些物体是否可能像许多较冷的物体那样吸积行星碎片。
2013-02-26 astro-ph.SR
Double white dwarf mergers and elemental surface abundances in extreme helium and R Coronae Borealis stars
从碳氧白矮星与氦白矮星合并的角度讨论了极端氦星（EHe）和北冕座R星（RCB）的表面丰度。该模型表示为两个组成白矮星的各个层的线性混合，考虑到每个恒星的特定演化。在从以前的版本发展这个配方的过程中，特别注意了渐进巨星分支恒星的壳层间丰度，该恒星演化为碳氧白矮星。因此，合并恒星的表面组成估计为初始质量和其祖先金属丰度的函数。在白矮星合并过程中是否发生了额外的核合成的问题已经被研究过了。观测到的碳和氧的高丰度要么是由碳-氧白矮星在冷合并过程中的核心被挖掘出来的，要么是由热合并过程中的α燃烧直接产生的。大量的O 18的存在可能与这两种情况是一致的，因为在我们的一些后AGB模型中，在碳/氦边界处形成了一个重要的O 18口袋。在AGB中间壳层中产生的氟、氖和磷在合并恒星的表面产生了过量的n，但通常数量不足。然而，这些元素的AGB起源的证据指向初始质量在1.9 - 3太阳质量范围内的祖星。目前还没有足够的信息来区分起源（化石或提示）的EHe和RCB恒星中观察到的所有丰度异常。进一步的工作是需要在氩和s-过程中的AGB intershell的元素，并从一个热合并的所有元素的预测产量。
2011-03-08 astro-ph.SR
Metal abundances in hot white dwarfs with signatures of a superionized wind
大约有十几颗有效温度Teff = 65，000 - 120，000 K的热白矮星在它们的光谱中表现出不寻常的吸收特征。这些物体被暂时确定为电离阶段V-X的超高激发金属的里德伯线，表明在温度接近一百万开尔文的稠密环境中形成的线。由于一些特征显示出向蓝的延伸，有人认为它们源于超离子化的风。不可能将这些谱线唯一地归属于特定的元素，尽管它们可能来自C、N、O和Ne。为了进一步研究这一现象，我们分析了这一群中仅有的三颗恒星的紫外光谱，即两颗富氦的白矮星，HE 0504-2408和HS 0713+3958，光谱类型为DO，以及一颗富氢的白矮星，HS 2115+1148，光谱类型为DAO。我们确定了轻金属（C，N，O，Si，P和S）与一般subsolar丰度和重元素从铁组（Cr，Mn，Fe，Co，Ni）与太阳能或oversolar丰度。丰度模式是不寻常的热WD，可以解释为重力沉降和辐射悬浮的元素的结果。至于超高离化金属谱线的起源，我们讨论了可能存在的多组分辐射驱动风，这是加热的。
2017-11-11 astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables: I. SS Aurigae and TU Mensae
激变变星的化学丰度研究揭示了许多激变变星白矮星中的高氮碳比（基于紫外线发射和吸收线），以及许多秒星中可能的碳缺乏（基于红外CO吸收线的缺失）。这表明白矮星表面的吸积物质和施主本身可能被CNO处理过的物质污染。为了进一步了解这种丰度异常的起源，有必要进行进一步的化学丰度研究。在目前的工作中，我们进行了远紫外光谱分析的极端SU UMa矮新星TU男子和U宝石矮新星SS Aur使用档案光谱。我们得出的质量和温度的WD使用最近可用的DR 2盖亚星系。HST STIS光谱分析得出TU Men的WD质量为$M_{\rm wd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$，温度为$27,750 \pm 1000$ ~K，SS Aur的WD质量为$M_{\rm wd} \sim 0.80 \pm 0.15$，温度为$\sim 30,000 \pm 1000$ ~K。然而，SS Aur的FUSE光谱的分析给出了更高的温度$\sim 33,375 \pm 1875 $ ~K，产生更高的WD质量$\sim 1 \pm 0.25 M_{\odot}$，这可能是由于在FUSE的短波长中存在的第二热发射组分的影响。最重要的是，基于白矮星的远紫外吸收线，我们发现这两个系统都有太阳下的碳和硅丰度。对于TU Men，我们还发现了太阳上的氮丰度，这是CNO加工的证据。
2021-01-10 astro-ph.SR
Post Common Envelope Binaries from SDSS. XV: Accurate stellar parameters for a cool 0.4-solar mass white dwarf and a 0.16-solar mass M-dwarf in a 3 hour eclipsing binary
SDSSJ 121010.1 +334722.9是一颗轨道周期为P ~ 3 hrs的食后共包络双星，包含一颗非常冷的低质量DAZ白矮星和一颗光谱型为M5的低质量主序星。对光谱蓝色部分探测到的金属吸收线以及GALEX近紫外线通量进行的模型大气分析得出，白矮星的温度为6000 +/- 200 K，金属丰度值为log（Z/H）= -2.0 +/- 0.3。钠吸收偶线被用来测量第二颗恒星的径向速度，K2 ~ 252 km/s，光谱蓝色部分的铁吸收线提供了白矮星的径向速度，K1 ~ 95 km/s，产生的质量比q ~ 0.38。用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法拟合的光变曲线模型给出倾角i =（79.05 - 79.36）+/- 0.15度，恒星质量M1 = 0.415 +/- 0.010太阳质量，M2 = 0.158 +/- 0.006太阳质量。光度数据绝对校准中的系统不确定性影响恒星半径的测定。白矮星的半径为R1 =（0.0157 - 0.0161）+/- 0.0003太阳半径，潮汐畸变的次级恒星的体积平均半径为R2 =（0.197 - 0.203）+/- 0.003太阳半径。J1210+3347中的白矮星是一个非常强的He核候选者。
2011-09-06 astro-ph.SR
Evidence for an external origin of heavy elements in hot DA white dwarfs
本文对89颗温度在16000- 77000 K的氢大气（DA型）白矮星进行了系统的丰度测量。这是迄今为止对辐射力显著的白矮星进行的最大规模的研究，超过了我们早期主要基于IUE和HST数据的工作三倍。利用重元素覆盖的非LTE恒星大气计算，我们讨论了重元素丰度模式，使用\c{hi} 2拟合技术完全客观地测量丰度值及其误差范围。我们能够确定在给定温度范围内所看到的大范围的丰度，并确定在光学上看起来除了H之外大气中没有任何物质的恒星的入射。我们比较观测到的丰度预测的辐射悬浮计算，揭示了小的协议。我们认为，重元素的供应是从外部来源，而不是内在的恒星吸积。这些元素然后通过辐射悬浮保留在白矮星的大气中，这个模型可以解释类似温度和重力的恒星的测量丰度的多样性，包括明显纯H包层的情况，以及在辐射悬浮不再有效的温度下光球金属的存在。
2014-02-10 astro-ph.SR
Extreme abundance ratios in the polluted atmosphere of the cool white dwarf NLTT19868
我们提出了一个新发现的冷，污染的白矮星NLTT 19868的中间色散光谱和光度数据的分析。在甚大望远镜（VLT）-Melipal上用X射线枪获得的光谱显示出钙的强谱线，以及镁、铝和铁的几条谱线。我们使用这些光谱和光学到近红外光谱能量分布约束NLTT 19868的大气参数。我们的分析表明，NLTT 19868相对于铝和钙是贫铁的。与其他冷的、被污染的白矮星的比较表明，在一个狭窄的温度范围内，Fe/Ca丰度比（Fe/Ca）的变化高达大约两个数量级，NLTT 19868处于Fe/Ca比值的一个极值，相反，NLTT 888处于另一个极值。样本显示了吸积物质成分的极端多样性：在NLTT 888的情况下，吸积物质的推断成分类似于富含铁的行星核心成分，而在NLTT 19868的情况下，它接近地幔或大块地球成分，随后在对流区底部进行化学分离。
2016-02-16 astro-ph.SR
Nucleosynthesis during the Merger of White Dwarfs and the Origin of R Coronae Borealis Stars
许多缺氢恒星的表面丰度模式很难与传统的恒星演化相一致。相反，有人认为它们可能是氦和碳氧白矮星合并的结果。在这封信中，我们提出了一个核合成研究的合并0.4 M_sol氦白矮星与0.8 M_sol碳-氧白矮星，通过耦合的热力学历史的光滑粒子流体动力学粒子与后处理代码。由此产生的化学丰度模式，特别是氧和氟，是在定性协议与观测到的丰度在北冕座R恒星。
2011-07-13 astro-ph.SR
The evolution of white dwarfs resulting from helium-enhanced, low-metallicity progenitor stars
一些球状星团拥有多个恒星星族，它们具有不同的化学丰度模式。这对于半人马座$ω$来说尤其如此，它显示了氦丰度高达$Y= 0.4$的富氦亚群的明确证据。我们提出了一个完整的和一致的一套从ZAMS到白矮星阶段的演化轨迹，适合于研究富氦祖先演化导致的白矮星的形成和演化。对白矮星演化及其富氦祖先的不同问题进行了探讨。特别是，残余物的最终质量，在热脉冲阶段过冲的作用，以及由此产生的白矮星的冷却明显不同于标准初始氦丰度的祖星的演化预测。最后，我们还探讨了由此产生的白矮星的脉动性质。我们发现，在本文探讨的初始质量的范围内，富氦祖细胞的最终质量明显大于预期的最终质量与通常的氦丰度的祖细胞。我们还发现，初始质量小于$M_\star \simeq 0.65\,M_\odot$的祖先直接演化成氦核白矮星在小于14 Gyr，和更大的祖先质量的演化所产生的低质量碳-氧白矮星是由剩余的核燃烧。对于氦核白矮星，我们发现它们的演化速度明显快于来自标准祖先的对应物。此外，与由具有标准氦丰度的祖星产生的白矮星相比，残留燃烧对白矮星冷却时间的影响不受祖星热脉冲阶段发生过冲的影响。
2016-11-18 astro-ph.SR
Atmospheric parameters and carbon abundance for hot DB white dwarfs
热DB（氦气氛）白矮星在有效温度25000 K附近的大气参数是很难用光谱学方法确定的。这是特别不幸的，因为这是可变的DBV或V777 Her恒星的范围。需要有准确的大气参数来帮助或确认对这些物体的星震分析。另一个重要的方面是新的一类白矮星-热DQ -由Dufour等人（2007）发现，其光谱主要由碳线组成。分析表明它们的大气是纯碳。这些恒星的起源还不清楚，但它们可能与这里研究的更热的DBs有进化联系。我们的目标是确定准确的大气参数和元素丰度，并研究光谱类DB和热DQ的演化的白矮星的影响。利用模式大气研究了五种DBs的高分辨紫外光谱。我们确定恒星的参数和丰度或上限的C和Si。这些对象进行了比较，低于20000 K的冷DB。我们在五个热DB中的两个中发现了光球C，并且没有发现其他重元素--C/Si比限制极高。我们比较各种解释这种不寻常的组合物，这已在文献中提出：星际或拱星物质的吸积，辐射悬浮，碳疏浚从更深的内部低于氦层，和残余的恒星风。这些解释都不是完全令人满意的，热DQ的起源问题仍然是一个悬而未决的问题。
2014-07-28 astro-ph.SR
The Solar Neighborhood. XXXIX. Parallax Results from the CTIOPI and NOFS Programs: 50 New Members of the 25 Parsec White Dwarf Sample
我们提供了来自Cerro Tololo美洲天文台视差研究（CTIOPI）和美国天文台的107个附近白矮星（WD）系统的114个三角视差。S.海军天文台旗杆站（NOFS）视差程序。其中，CTIOPI程序测量了69个系统的76个松弛，NOFS程序测量了同样多系统的38个松弛。总共有50个系统被确认在25 pc的感兴趣范围内。再加上光谱确认的一个共同的自行同伴的依巴谷星在25 pc以及确认视差测定两个WD系统包括在最近发布的第谷盖亚天体测量解决方案（TGAS）目录，我们增加了53个新系统的25 pc WD样本$-$的42%的增加。我们的样本包括四个强的候选晕系统，一个新的富金属DAZ WD，最近发现的附近的短周期（P = 2.85小时）双简并的确认，WD与一个新的天体测量扰动（长周期，不受我们的数据约束），和一个新的三重系统WD伴星主序星有天体测量扰动（P $\sim$ 1.6年）。
2017-06-02 astro-ph.SR
The White Dwarfs within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics
给出了距太阳20 pc以内的白矮星的运动学性质、光谱亚型分布、恒星星族子成分。在129颗白矮星的20秒差距样本中，我们没有发现有晕白矮星存在的令人信服的证据，也没有发现20秒差距内有真正厚盘子成员存在的令人信服的证据。实际上，整个20 pc样本可能属于薄磁盘。总DA非DA比的20 pc的样品是1.6，加深信封对流的表现，转换DA星足够薄的H表面层到非DA。在20 pc的样本中加入5颗新恒星，得到修正后的白矮星的局部空间密度为$4.9\pm0.5 \times 10^{-3}$ M $_{\sun}$ /yr，相应的质量密度为$3.3\pm0.3 \times 10^{-3}$ M $_{\sun}$ /pc $^{3}$。我们发现，至少有15%的白矮星在20秒差距的太阳（DAZ和DZ星）有光球金属，可能源于吸积的拱星材料（碎片盘）在他们周围。如果这种解释是正确的，这表明同样比例的行星或小行星状天体绕着它们运行的可能性。
2009-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
An analysis of metallic high ion absorption line profiles at DA white dwarfs with circumstellar material
一些热DA星在其光谱中的金属共振线处表现出星周吸收。在许多情况下，这些拱星特征与那些起源于光球层的特征是无法分辨的。为了更好地理解这种拱星混合对光球丰度估计的影响，我们在这里分析了六颗热白矮星未解决的金属高离子吸收特征。在所有情况下，由于强拱星C IV检测，光球C IV丰度减少，相反，弱拱星Si IV导致适度的光球丰度修订。一种可能的新技术，这些线的配置文件进行了讨论，可以更好地再现的意见，并提供了更深入的了解条件的星周介质。
2012-09-24 astro-ph.SR
Effect of Radiative Levitation on Calculations of Accretion Rates in White Dwarfs
在有效温度低于25，000 K的白矮星大气中存在的比氢或氦重的元素被认为是吸积的结果。通过测量这些元素的丰度，并假设一个稳定状态的吸积，我们可以推导出吸积物质的组成，并推断其来源。然而，辐射悬浮的存在可能会影响吸积率的测定。我们提出了时间依赖的扩散计算，考虑到辐射悬浮和吸积。计算了有效温度低于25，000 K、重力log g = 8.0的富氢白矮星模型中的C、N、O、Ne、Na、Mg、Al、Si、S、Ar和Ca。我们表明，在吸积的存在下，由辐射悬浮支持的元素的丰度是由辐射和引力加速度之间的平衡，除非由稳态吸积预测的丰度远大于由辐射加速度支持的丰度。
2010-10-12 astro-ph.SR
Heavy metals in a light white dwarf: Abundances of the metal-rich, extremely low-mass GALEX J1717+6757
使用哈勃太空望远镜，我们详细介绍了第一个丰度分析启用远紫外光谱的低质量（~0.19 Msun）白矮星（WD），GALEX J1717+6757，这是在一个5.9小时的二进制与一个更暗，更大质量的同伴。我们看到了来自九种金属的吸收，包括大约太阳能丰度的Ca，Fe，Ti和P。我们检测到了显著低于太阳能丰度的C，并对N和O设定了上限，这也是显著低于太阳能的。更新的扩散计算表明，在没有辐射力的情况下，所有金属都应该在不到20年的时间内从14,900 K，log（g）= 5.67 WD的大气中沉淀出来，比数百万年的冷却年龄快几个数量级。我们证明，正在进行的岩石物质的吸积，这往往是孤立的，更大规模的WD大气金属的原因是不太可能解释观测到的丰度在GALEX J1717+6757。使用新的辐射悬浮计算，我们确定，辐射力可以抵消扩散和支持许多，但不是所有的元素存在于大气中的WD;辐射悬浮不能，就其本身而言，解释所有观察到的丰度模式，和其他机制，如旋转混合可能是必需的。最后，我们使用ULTRACAM高速测光来检测主日食和次日食，我们使用它来约束低质量WD半径和旋转速率，并从WD+WD二进制的发现观测中更新星历。
2014-07-29 astro-ph.SR
Stellar laboratories. IX. New Se V, Sr IV - VII, Te VI, and I VI oscillator strengths and the Se, Sr, Te, and I abundances in the hot white dwarfs G191-B2B and RE 0503-289
为了分析热恒星的光谱，先进的非局域热力学平衡（NLTE）模式大气技术是必不可少的。可靠的原子数据用于计算这种模型大气。我们的目标是计算新的Sr IV - VII振子强度，以首次识别热白矮星（WD）中的Sr谱线，并确定光球Sr丰度。为了测量热WD中Se、Te和I的丰度，我们的目标是计算新的Se V、Te VI和I VI振子强度。考虑辐射和碰撞束缚跃迁的Se V，Sr IV - VII，Te VI和I VI在我们的NLTE大气模型，我们计算了这些离子的振子强度。我们新确定了四个硒V，23锶V，1碲VI，和三个I VI线的紫外（UV）光谱RE 0503 -289。我们测量到光球Sr丰度为6.5 + 3.8/-2.4 x 10**-4（质量分数，9500 - 23800倍太阳）。我们测定了Se（1.6 + 0.9/-0.6 × 10 ~（**）-3，8000 - 20000）、Te（2.5 + 1.5/-0.9 × 10 ~（**）-4，11000 - 28000）和I（1.4 + 0.8/-0.5 × 10 ~（**）-5，2700 - 6700）的丰度。在G191-B2B的紫外光谱中没有发现Se、Sr、Te和I的谱线，我们只能确定大约100倍太阳能的丰度上限。所有确定的Se V，Sr V，Te VI，和I VI线的UV光谱RE 0503 -289同时很好地再现与我们新计算的振子强度。
2017-06-28 astro-ph.SR
The polluted atmosphere of the white dwarf NLTT 25792 and the diversity of circumstellar environments
我们提出了一个分析的X-射手光谱的污染，富氢的白矮星NLTT 25792。光谱显示了钙的强线（Ca H&K，近红外钙三重态和Ca I 4226）和大量的铁线以及镁和铝线，我们从中绘制了丰度模式。此外，光球Ca H&K线可能与相对于光球移动-20 km/s的星周分量混合。与四颗具有相似参数的白矮星的样本进行比较，发现它们的丰度模式存在相当大的差异，特别是在钙镁丰度比上，该样本中的钙镁丰度比变化了五倍。所观察到的变化，即使在占扩散效应，意味着类似的变化，在假定的吸积源。此外，我们发现，硅和钠是显着的NLTT 25792的大气中，这一事实可能提供一些线索的吸积源的性质。
2013-09-26 astro-ph.SR
A photospheric metal line profile analysis of hot DA white dwarfs with circumstellar material
一些热的DA白矮星在它们的光谱中有星周高离子吸收的特征，除了那些起源于光球层的特征。在许多情况下，这些吸收成分的谱线轮廓是无法分辨的。考虑到白矮星的大气成分对恒星演化、太阳系外行星系统和星际介质研究的重要性，我们研究了在6颗DA星的光球金属丰度估计中加入星周谱线的影响。光球的C和Si丰度减少在五种情况下，拱星污染是强的，虽然拱星Si IV吸收的相对薄弱，引入最小的污染，导致丰度的变化很小。以前的，近似模型无法重现光球线轮廓在这里证明了需要一种技术，占物理线轮廓的拱星和光球线时，这些混合吸收功能建模。
2012-09-26 astro-ph.SR
Is beryllium ultra-depletion in solar-type stars linked to the presence of a white dwarf companion?
对太阳型恒星的粗略研究揭示了一小部分铍极度耗尽的天体。我们调查之间的铍耗尽和同伴的存在可能的联系。利用经典的方法（径向速度，天体测量，成像）用于搜索的二进制同伴。我们还进行了化学分析，以确定二进制的丰度变化，这是由前进化的伴侣失去的物质吸积产生的。我们发现，所有四个先前调查的恒星，被发现是超-耗尽的Be是双星。在两种情况下，伴星是一颗白矮星，在另外两种情况下，伴星可能是一颗白矮星或主序星。发现了一颗新的钡星。我们推测，与白矮星祖先的相互作用导致了恒星丰度模式的改变，从而导致了严重的铍耗尽。可能的机制，如温盐混合，幕式吸积，旋转混合进行了讨论。我们还简要讨论了验证这种情况的预测
2015-11-03 astro-ph.SR
A study of the Lyman-$α$ line profile in DBA white dwarfs
据报道，在一些研究中，根据光学或紫外光谱确定的DBA白矮星中的氢丰度存在显着差异。我们重新审视这个问题，使用我们自己的模型大气和合成光谱，并提出了理论研究的莱曼- $α$线轮廓作为有效温度和氢丰度的函数。我们确定了一个可能的解决方案，这种差异，并显示出相当大的改善，从详细的分析DBA星的光学和紫外光谱。
2016-10-27 astro-ph.SR
U Sco 2010 outburst: observational evidence of an underlying ONeMg white dwarf
本文介绍了2010年1月28日双星爆发后，在2010年3月至5月期间收集的U Sco星云光谱。光谱显示出强的[Ne V]和[Ne III]线，其可用于计算[Ne/O]的相对丰度。得到的值（[Ne/O]=1.69）高于典型的[Ne/O]丰度发现的经典新星从CO的祖先，并建议U Sco有ONeMg白矮星的祖先。因此，U Sco不会爆炸成超新星Ia，而是坍缩成中子星或毫秒脉冲星。
2011-07-20 astro-ph.SR
Nuclear Mixing Meters for Classical Novae
经典新星是由质量转移事件从一个主序星到一个白矮星通过洛希叶溢出。这些物质在白矮星周围形成了一个吸积盘。最终，在电子简并条件下，一小部分这种物质会螺旋进入并堆积在白矮星表面。随后发生的热核失控达到数百兆开尔文，并爆炸性地将物质蒸发到星际介质中。精确的峰值温度强烈地依赖于潜在的白矮星质量，吸积质量和金属丰度，以及初始的白矮星光度。对这些经典新星事件中元素丰度富集的观测表明，喷出的物质不仅包括来自主序星伙伴的经过处理的太阳物质，而且还包括来自底层白矮星外层的物质。这表明白矮星和吸积物质在热核逃逸之前混合。这种混合发生的过程需要进一步研究才能理解。在这项工作中，我们分析元素丰度喷射从流体动力学新星模型中寻找元素丰度比是有用的指标的混合总量。我们确定的丰度比$Σ$ CNO/H，Ne/H，Mg/H，Al/H，和Si/H作为有用的混合仪表在一个新星。热核反应速率的不确定性的混合米的影响进行了研究，使用Monte Carlo后处理网络计算与流体动力学模型计算的所有质量区的温度-密度演化。我们发现，目前的不确定性，在$^{30}$ P（$p$，$γ$）$^{31}$ S率的影响Si/H丰度比，但总体上这里发现的混合计是强大的对核物理的不确定性。我们的结果与观测的ONe新星的比较提供了强有力的约束经典新星模型。
2013-11-12 astro-ph.SR
Seven white dwarfs with circumstellar gas discs I: white dwarf parameters and accreted planetary abundances
本文观测七颗有星周气体盘的白矮星，测量了多种元素丰度，发现气体阻力未显著增强吸积，并指出丰度比值比绝对丰度更可靠，光学与紫外光谱存在丰度差异需进一步研究。
2023-11-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnesium abundances in cool metal-polluted white dwarfs
岩石物质的吸积是大部分白矮星大气中重元素存在的原因。这些物体是推断系外行星体的整体组成的独特机会。这种化学特性需要使用详细的大气模型来确定白矮星光球层的元素丰度。在这项工作中，我们使用一个国家的最先进的模型大气代码重新分析的第一次大型调查的金属污染的白矮星的丰度为多种元素。我们表明，我们的模型的改进的本构物理导致系统更高的镁丰度比以前的分析。我们发现平均对数Mg/Ca数丰度比为1.5。这一数值明显高于陨石的参考丰度，这是预期的，因为目前的扩散模型预测，对于我们样本中的冷氦-大气白矮星，Mg应该比Ca在大气中停留的时间更长。这有助于解决最近发现的镁耗尽问题，其中白矮星吸积的星子据报道与其行星系统的预期组成相比是镁缺乏的。
2020-09-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cool DZ white dwarfs I: Identification and spectral analysis
光谱中有金属线的白矮星是后主序星系的路标。搜索斯隆数字巡天（SDSS）数据发布12，我们已经确定了231个具有强金属吸收的冷（<9000 K）DZ白矮星，将DZ冷却序列扩展到更高的金属丰度，更低的温度，因此更长的冷却年龄。在这231个星系中，有104个是以前未知的白矮星。与以前的工作相比，我们的光谱拟合使用改进的模型大气更新的线剖面和线列表，我们使用它来获得有效的温度和丰度高达8个元素。我们还确定光谱距离我们的样品，确定两个halo-members与切向空间速度>300公里。我们的结果对残留行星系统的影响将在另一篇论文中讨论。
2017-01-26 astro-ph.SR
The nearby magnetic cool DZ white dwarf PM J08186-3110
我们提出了一个光度，光谱和分光偏振数据的分析附近，冷，磁DZ白矮星PM J 08186 -3110。高色散光谱显示由于存在92 kG的表面平均磁场而存在塞曼分裂谱线。强烈的镁和钙线显示了在稠密、冷的富氦大气中与中性氦相互作用形成的伸展的翅膀。我们发现，重元素的丰度在相隔10年的光谱之间变化，但我们无法为这些变化建立一个时间尺度;这种变化可能与磁化大气中的表面丰度变化有关。最后，我们表明，体积有限的样品显示，约40%的DZ白矮星的有效温度低于7000 K的磁性。
2020-10-29 astro-ph.SR
Discovery of hot subdwarfs with extremely high carbon and oxygen abundances
富氦亚矮星O（sdO）是处于前白矮星演化状态的热致密星。它们中的大多数具有Teff = 40，000 - 50，000 K和log g = 5.5-6.0范围内的有效温度和表面重力。它们的大气以氦为主。如果存在的话，C、N和O都是微量元素。的丰度模式解释在核合成过程中的单星演化（晚氦核心闪光）或二进制氦核心白矮星合并。在这里，我们宣布发现了两个热的缺氢sdOs（PG 1654 +322和PG 1528 +025），它们具有异常强的碳和氧线。对大双筒望远镜和LAMOST巡天获得的光谱进行的非LTE模式大气分析显示，这两颗恒星的C（~20%）和O（~20%）丰度极高，而且它们都位于氦主序星附近。两者都建立了一个新的光谱类别的热缺氢亚矮星（CO-sdO），并可以确定为残留的He-核心白矮星，吸积物质的合并低质量的CO-核心白矮星。我们的结论是，CO-SDOs代表了一个替代的进化通道，创造PG 1159恒星除了经历了一个晚氦壳闪光的单星的进化。
2022-02-11 astro-ph.SR
A far-UV survey of three hot, metal-polluted white dwarf stars: WD0455-282, WD0621-376, and WD2211-495
利用\textit{Hubble Space Telescope}新获得的高分辨率数据（$R\sim{1\times{10}^{5}}$）和\textit{Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer}的存档紫外数据，我们对三颗热的、金属污染的白矮星WD 0455 -282、WD 0621 -376和WD 2211 -495进行了详细的紫外调查。使用定制的模型大气，我们测量了这些恒星的$T_{\mathrm{eff}}$，log $g$和光球丰度。结合来自盖亚的数据，我们测量了样本物体的质量、半径和引力红移速度。我们将实测的光球丰度与辐射悬浮理论预测的结果进行了比较，发现三颗白矮星中观测到的Si丰度以及WD 0621 -376和WD 2211 -495中观测到的Fe丰度都比预测值大一个数量级。这些发现不仅意味着金属的外部起源，而且还意味着正在进行的吸积，因为没有辐射悬浮支持的金属将在极短的时间尺度上下沉。我们测量了几个吸收功能的径向速度沿视线到我们的样本中的三个对象，使我们能够确定的光球和星际组件的速度沿视线为每个恒星。有趣的是，我们沿着WD 0455 -282的视线用三个速度分量探测了星周吸收。据我们所知，这是第一次沿着白矮星的视线探测到多组分的星周吸收。
2019-05-29 astro-ph.SR
Abundance analyses of helium-rich subluminous B stars
光谱类型为O型和B型（He-sdB）的富氦热次矮星之间的联系相对来说还没有被探索过，因为后者在20世纪80年代被大量发现。为了进一步探索这种联系，我们分析了六颗He-sdB恒星的表面组成，包括LB 1766，LB 3229，SB 21（= Ton-S 137 = BPS 29503-0009），BPS 22940-0009，BPS 29496-0010和BPS 22956-0094。不透明度采样线覆盖模式大气已被用于推导大气特性和元素丰度。与太阳相比，所有恒星都是中等贫金属的（[Fe/H] ~ -0.5）。四颗恒星富含氮，其中两颗富含碳，至少有四颗似乎富含碳。数据不足以排除任何样本中的二元性。表面成分和富含氮的He-sdBs的轨迹目前最好的解释是两个氦白矮星的合并，或者可能是一个氦白矮星和一个后sdB白矮星的合并。富C He-SDB需要进一步研究。
2010-08-04 astro-ph.SR
A subtle IR excess associated with a young White Dwarf in the Edinburgh-Cape Blue Object Survey
我们发现了与年轻白矮星EC 05365 - 4749有关的一个细微的红外线过剩，其波长为3.35和4.6 μ m，$μ$.后续的光谱观测结果与氢大气白矮星一致，有效温度为22\,800 K，log [ \emph{g}（\，cm\，s $^{-2}$）] = 8.19。高分辨率光谱显示大气金属污染，对数丰度[Mg/H] = --5.36和[Ca/H] = --5.75，证实了白矮星是从富含金属的来源以有趣的丰度模式活跃地吸积的。我们发现，红外过剩是很好地模拟了一个平面，不透明的碎片盘，虽然磁盘参数没有很好地限制了少量的红外过剩点。我们进一步证明，放宽假设的圆形尘埃碎片盘，包括椭圆形磁盘扩展的宽度可接受的磁盘，增加了另一种解释的微妙的红外线过剩通常观察到周围的年轻白矮星。
2016-08-15 astro-ph.SR
On the Spectral Evolution of Hot White Dwarf Stars. III. The PG 1159$-$DO$-$DB$-$DQ Evolutionary Channel Revisited
我们继续我们全面的理论研究的基础上复杂的模拟元素输运的白矮星的光谱演化。本文重点研究了PG 1159星由于重元素的重力沉降而转变为DO/DB白矮星，然后通过碳的对流疏浚而转变为DQ白矮星。我们研究了几个物理参数的影响，在很宽的有效温度范围内的表面碳丰度的演变。在热PG 1159和DO阶段，我们的计算证实，PG 1159到DO的转变温度敏感地依赖于恒星质量和风的质量损失率。我们发现，测量的DOZ白矮星的碳丰度主要占我们的模型，与最酷的DOZ星显着的例外。在较冷的DB和DQ阶段，预测的大气成分的强烈影响的恒星质量，厚度的信封，初始碳含量，对流过冲的效率，和残余氢的存在。我们证明，在合理的假设下，我们的模拟再现非常好的DQ星，从而使我们能够约束冷富氦白矮星的过冲区域的范围内观察到的碳丰度模式。我们还认为，我们的计算自然地解释了一些最近的经验结果，如相对过剩的低质量DQ星和微量氢和/或碳的存在下，在大多数DC和DZ星的表面。
2022-03-22 astro-ph.SR
Precise Atmospheric Parameters for the Shortest Period Binary White Dwarfs: Gravitational Waves, Metals, and Pulsations
我们提出了一个详细的光谱分析61低质量的白矮星，并提供精确的大气参数，质量和更新的双星系统参数的基础上，我们的新模型的大气网格和最新的演化模型计算。我们首次测量了富含金属的极低质量白矮星的He、Ca和Mg的系统丰度，并研究了这些丰度随有效温度和质量的分布。根据我们的初步结果，我们讨论的可能性，壳闪光可能是负责观察到的He和金属的存在。我们比较恒星半径从我们的光谱分析模型无关的测量，发现除了那些白矮星与Teff <10，000 K的良好协议。我们还计算了每个系统的预期引力波应变，并讨论了它们对eLISA星载引力波天文台的意义。最后，我们提供了一个更新的极低质量白矮星不稳定带。
2014-08-16 astro-ph.SR
