Pulsations in B-type supergiants with masses $M<20M_\odot$ before and after core helium ignition
给出了质量为13-18 $M_\odot$的模型的演化轨迹和脉动分析。我们要解决两个重要问题。第一个涉及天体物理学中最未解决的问题之一，即，堆芯氦点火后蓝环的存在，即所谓的“回圈或不回圈”问题。我们发现，从红巨星阶段的外对流区向内超冲是蓝圈发展的先决条件。我们的第二个问题是关于模型在核心氦燃烧阶段的脉动不稳定性。我们提出的第一次，蓝色环路上的模型可以有不稳定的模式驱动的$κ$机制在$Z-$凸块。相反，在壳层氢燃烧阶段的主序后模型，脉动不稳定性的蓝环模型主要取决于有效温度和金属丰度是次要的。最后，我们试图解释蓝超巨星HD 163899的振荡光谱，这是SPBsg类中唯一的成员，并得到一些线索，对恒星的演化状态。
2014-12-08 astro-ph.SR
Impact of helium diffusion and helium-flash-induced carbon production on gravity-mode pulsations in subdwarf B stars
真实的恒星模型对于星震学的正演模拟方法至关重要。然而，出于实用性，还需要某些模型假设。例如，在亚矮星B星的情况下，人们通常从零年龄的水平分支结构开始，而不遵循祖先的演化。我们分析了亚矮星B模型中常见假设对g模脉动性质的影响。我们调查的脉动周期是否以及如何影响的核心包层过渡区的H-配置文件。此外，在核心氦闪期间的C-生产和对流混合的影响进行了评估。最后，我们重新分析了恒星不透明度对亚矮B星模激发的影响。我们发现，氦沉降导致的G-模式不稳定域的理论蓝边更高的有效温度的转变。这导致与观察到的长周期sdB振荡器的不稳定带更接近的匹配，特别是对于l<=3模式。我们进一步表明，g-模式的光谱是非常敏感的H-配置文件的核心包络过渡区。如果原子扩散是有效的，那么轮廓的初始形状的细节在演化过程中变得不那么重要。扩散加宽了化学梯度，导致较低的有效模式捕获和不同的脉动周期。此外，我们报告的可能后果的氦闪光的g模式。闪光引起的对流区域的外缘引入了额外的化学过渡的恒星模型，和相应的尖峰在布伦特-Vaisala频率产生一个复杂的模式捕获签名的周期间隔。
2009-10-29 astro-ph.SR
A deep test of radial differential rotation in a helium-atmosphere white dwarf: I. Discovery of pulsations in PG 0112+104
我们提出了在一个热的，氦-大气白矮星使用78.7天的开普勒空间望远镜几乎不间断的测光的非径向振荡的检测。PG 0112+104的有效温度超过30，000 K，成为已知最热的氦-大气白矮星。低阶g模的丰富振荡谱包括来自偶极和四极模的连续序列的清晰的旋转分裂图案，其可用于探测这种高度演化的恒星遗迹中的旋转速率随深度的变化。我们还测量表面旋转速率为10.17404小时，从一个明显的点调制的K2数据。PG 0112+104有两个独立的自转测量值，提供了一个显著的小行星地震推断测试。
2016-12-22 astro-ph.SR
Nonlinear pulsations of stars with initial mass 3 M_\odot on the asymptotic giant branch
利用恒星演化和非线性恒星脉动计算研究了Mira型变星的脉动周期变化。我们考虑了初始质量为3 Msol、星族I组成的恒星模型的演化序列。在渐近巨星分支的早期阶段的恒星的脉动被证明是由于基本模式的不稳定性。在演化的后期，当氦壳层源变得热不稳定时，恒星振荡要么以基模（对于恒星光度L < 5.4e3 Lsol）出现，要么以第一泛音（L > 7 e3 Lsol）出现。脉动的激发是由于氢电离区的卡帕机制。中等光度5.4e3 < L/Lsol <7 e3的恒星在径向振荡下是稳定的。脉动周期被确定为演变时间的函数，并且对前十次氦闪光的周期变化率\dot Π进行了评估。在氦闪和恒星光度最大值之间，周期变化率的绝对值最大（\dot/\approx \approx -0.01/年）。期间随利率变化|\dot抛光/抛光|在大约500年的时间里，每年发生> 1 e-3次，这几乎是氦闪光间隔的百分之一。
2016-05-12 astro-ph.SR
A Refined Search for Pulsations in White Dwarf Companions to Millisecond Pulsars
我们提出的光学高速测光的三个毫秒恒星与低质量（$< 0.3 M_{\odot}$）白矮星同伴，使这样的系统与后续的时间序列测光的总数为5。我们确认在一个系统，白矮星的同伴PSR J1738+0333的脉动检测，并表明，脉动频率和振幅是可变的许多个月。对这颗恒星的完整的星震分析是不受约束的，但我们观察到的模式周期与光谱学所建议的$M_{\star} = 0.16 - 0.19 M_{\odot}$白矮星的预期一致。基于白矮星全样本，给出了低质量白矮星不稳定带的经验边界，并讨论了脉动低质量白矮星与亚矮星A/F星的区别.
2018-06-10 astro-ph.SR
Hot C-rich white dwarfs: testing the DB-DQ transition through pulsations
热DQ白矮星是最近在SDSS项目框架内发现的一类新的白矮星。最近，三个热DQ白矮星被报道表现出光度变化与周期兼容的脉动g-模式。在这里，我们提出了一个非绝热脉动分析最近发现的富碳热DQ白矮星星。我们的主要目标之一是通过脉动特性来测试热DQ起源的对流混合图像。我们的研究依赖于最近由Althaus等人（2009）开发的热DQ白矮星的完整演化模型，该模型始终涵盖了从再循环阶段到白矮星冷却轨道的整个演化过程。具体来说，我们提出了一个稳定性分析的白矮星模型，从阶段之前的蓝边的DBV不稳定带，直到域的热DQ白矮星，包括过渡DB -->热DQ白矮星。我们发现，在演化阶段，模型的特点是氦为主的大气，他们表现出不稳定的$g$模式脉动的DBV星的典型，当模型成为DQ白矮星与碳为主的大气，他们继续脉动不稳定的特性类似于DB模型，并在协议中检测到的周期可变热DQ白矮星。我们的计算提供了强有力的支持对流混合图片热DQ的形成。特别是，我们的研究结果指出存在脉动DB白矮星非常薄的氦丰富的信封，通过DBV不稳定带后，成为可变热DQ星。这些具有非常薄的包层的DB星的存在可以通过星震学来研究。
2009-07-22 astro-ph.SR
GW Librae: A unique laboratory for pulsations in an accreting white dwarf
在一些激变变星中的吸积白矮星中已经发现了非径向脉动。这些恒星提供了对氢、氦和金属混合组成的大气中脉动模式的激发的洞察，以及这些模式对白矮星温度变化的响应。在所有的脉动激变白矮星中，天秤座GW脱颖而出，因为它有一个完善的观测记录，记录了三个独立的脉动模式，这些模式在白矮星2007年吸积爆发后温度急剧上升时消失。我们对2002年、2010年和2011年拍摄的HST紫外光谱的分析表明，脉动产生了白矮星有效温度的变化，正如理论预测的那样。此外，在2013年5月，我们获得了新的HST/COS紫外观测结果，显示出意想不到的行为：除了在~ 275 s处显示出变化，这与2010年和2011年HST检测到的爆发后脉动接近，白矮星在~ 4.4 h的时间尺度上表现出高振幅的变化。我们证明，这种变化是由白矮星上的一个区域的温度增加，覆盖了约30%的可见白矮星表面。我们反对一个短暂的吸积插曲作为这种加热的解释，并讨论这一事件的背景下，非径向脉动的快速旋转的恒星
2016-04-07 astro-ph.SR
Short-period $g$-mode pulsations in low-mass white dwarfs triggered by H shell burning
在低质量的白矮星中探测到脉动，提供了通过星震学探测其内部结构的可能性，并限制了其形成过程中所涉及的双星演化过程。在本文中，我们评估的影响，稳定的H燃烧的脉动稳定性的低质量的He核心白矮星模型的双星演化计算结果。我们发现，除了密集的光谱不稳定的径向模式和非径向$g$ -和$p$ -模式驱动的$κ$ -机制，由于部分电离的H在恒星的信封，一些不稳定的$g$ -模式的脉动周期短的供电也由H燃烧通过$\varepsilon$ -机制的模式驱动。这是第一次在代表冷白矮星的模型中发现$\varepsilon$不稳定模式。最近在脉动低质量白矮星SDSS J111215.82+111745.0中检测到的短周期可能构成这些恒星中存在稳定H燃烧的第一个证据，特别是在所谓的极低质量白矮星中。
2014-08-28 astro-ph.SR
Radial pulsations of stars on the stage of the final helium flash
对质量位于主序$1M_\odot\le M_0\le 1.5M_\odot$的星族~I星进行了到冷却白矮星阶段的恒星演化计算。最后的氦闪LTP发生在后AGB星与初始质量$1.3M_\odot\le M_0\le 1.32M_\odot$的过冲参数$f=0.016$。在更有效的过冲（$f=0.018$）的情况下，最终的氦闪光发生在初始质量$1.28M_\odot\le M_0\le 1.3M_\odot$。五倍变化的参数负责的质量损失率在后AGB阶段不影响发生的最后氦闪光，但导致可察觉的变化的演变时间。选取了两个演化序列的模型，初始质量为$M_0 = 1.3M_\odot$，过冲参数为$f=0.016$和$f=0.018$，作为初始条件，求解了描述恒星在最后氦闪阶段（有效温度小于$10^4$ K）径向振荡的流体动力学方程。演化序列$M_0=1.3M_\odot$、$f=0.016$的最大脉动周期$Π=117$日与FG Sge周期的观测估计值吻合得很好。该恒星的质量、半径和有效温度分别为$M=0.565M_\odot$、$R=126R_\odot$和$T_\mathrm{eff}=4445$ K。同时，1960 ~ 1990年FG Sge的平均周期变化率比理论估计值大近3倍。
2019-09-10 astro-ph.SR
Post-merger evolution of double helium white dwarfs and distribution of helium-rich hot subdwarfs
双氦白矮星的合并被认为形成了孤立的富氦热亚矮星。观测表明，富氦热次矮星可以根据表面是富碳还是正常碳而分为两个亚类。但目前尚不清楚这种分布是否直接来自二元进化。根据双氦白矮星合并的通道，采用二元粒子数合成（BPS）方法得到了单个富氦热亚矮星的粒子数。我们发现合并通道可以代表$T_{\rm{eff}}-\log g$平面中与不同质量的祖氦白矮星相关的两个亚组。当$Z$ = 0.02时，由两颗氦白矮星并合产生的富氦热亚矮星的诞生率和局域密度分别为$\sim 4.82 \times 10^{-3}$ $\rm yr^{-1}$和$\sim$ 290.0 $\rm kpc^{-3}$。富碳和正常碳富氦热次矮星的比例分别为32 $\%$和68 $\%$。
2021-04-14 astro-ph.SR
The seismic properties of low-mass He-core white dwarf stars
在这里，我们提出了一个详细的脉动研究适用于低质量的氦核白矮星，基于这些对象的代表性的完整的进化模型。背景恒星模型，我们的脉动分析进行了推导，考虑到完整的演化历史的祖星，特别强调扩散过程中的白矮星冷却阶段。我们计算非径向$g$模式，以评估这些对象的脉动性质与恒星参数，如恒星质量和有效温度的依赖关系，并与元素扩散过程。我们还对我们的模型进行了g-和p-模式脉动稳定性分析，发现了不稳定域的明确的蓝色边缘，这些恒星应该开始表现出脉动。我们发现$M_* \gtrsim 0.20 M_{\odot}$白矮星和极低质量（ELM）白矮星（$M_* \lesssim 0.20 M_{\odot}$）的地震特性有很大差异。具体来说，$g$模式脉动模式在ELM白矮星主要探测核心区域，并没有显着的影响模式捕获效应的He/H接口，而相反的是真实的更大质量的He核心白矮星。我们发现元素扩散过程会显著影响He/H化学过渡区的形状，导致低质量白矮星周期谱发生不可忽略的变化。我们的稳定性分析成功地预测了唯一已知的可变低质量白矮星（SDSS J184037.78+642312.3）的脉动，也预测了$g$ -和$p$ -模式的脉动不稳定性在一个显着数量的已知低质量和ELM白矮星。
2012-09-23 astro-ph.SR
HST+COS spectra of the double white dwarf CSS 41177 place the secondary inside the pulsational instability strip
利用哈勃空间望远镜+宇宙起源摄谱仪（HST+COS）观测到的食双白矮星双星CSS 41177.由于两颗白矮星之间的温度差异，HST+COS远紫外数据主要由热的原始白矮星控制，使我们能够精确测量其温度（T1）。利用日食观测，我们还严格限制了较冷的次级白矮星（T2）的温度。我们的结果，其中T1 = 22439 +/- 59 K和T2 = 10876 +/- 32 K，与不确定性是纯粹的统计，放置的次级内，靠近蓝边的经验不稳定带的低温氢-大气白矮星。鼓励使用专用的高速测光来探测脉动的存在，这将限制不稳定带的边界，并探测带内新的低重力区。
2015-01-19 astro-ph.SR
Pulsation in the white dwarf HE 1017-1352: confirmation of the class of hot DAV stars
本文报道了在T_eff ~ 32000 KDA的白矮星HE 1017-1352上探测到的周期性变化.我们获得了时间序列测光使用4.1米SOAR望远镜在三个不同的夜晚，共16.8小时。从频率分析中，我们发现605 s，556 s，508 s和869 s的四个周期具有显著的幅度高于1/1000的虚警概率检测限。检测到的模式是兼容的低谐波度g模式非径向脉动径向阶数高于9。这一发现证实了HE 1017-1352的脉动性质，从而证实了新的热DA脉动类白矮星的存在。此外，我们检测到一个长周期的1.52小时，兼容的旋转周期的DA白矮星。
2020-06-01 astro-ph.SR
Periodic Variations in the O-C Diagrams of Five Pulsation Frequencies of the DB White Dwarf EC 20058-5234
DB白矮星EC 20058-5234的五个独立脉动频率的脉动到达时间的变化分别模仿了行星或伴星引起的反射运动的影响，但当统一考虑时是不一致的。脉动频率在12.9年的周期内周期性变化，并经历与简单的中微子加光子冷却模型不一致的长期变化。周期和长期变化的幅度随着脉动周期的增加而增加，可能暗示相应的物理机制位于恒星表面附近。周期性变化的相位似乎与长期变化的符号相耦合。应该重新评估以脉动计时为基础的探测脉动白矮星周围行星伴星的标准，以及可能的其他变量，如亚矮星B星。导致这一惊人结果的物理机制可能涉及角动量的重新分布或磁循环。此外，在一个假设的组合频率的变化被证明是匹配的父频率的变化的总和显着的精度，一个预期的，但前所未有的确认理论预测。
2013-02-12 astro-ph.SR
The post-outburst pulsations of the accreting white dwarf in the cataclysmic variable GW Librae
我们提出了新的时间序列测光的吸积脉动白矮星系统GW天秤座在2012年和2013年获得的坎特伯雷大学约翰山天文台在新西兰。我们2012年的数据显示，先前在2008年检测到的$\sim$ 19分钟周期的回归。这种脉动模式是我们2012年5月高质量数据集的一个主要特征，该数据集由六个连续的夜晚组成;详细的分析表明了一定程度的频率变化。通过与先前确定的脉动模式的比较，我们表明，这种周期性最好解释为一种新的模式，并且周期的准稳定性似乎是这些系统中脉动的一般特征。我们还发现了一个以前没有报道过的3小时调制周期，我们认为这与已知的两个和四个小时的周期，迄今未知的来源。
2016-03-08 astro-ph.SR
The pulsational properties of ultra-massive DB white dwarfs with carbon-oxygen cores coming from single-star evolution
超大质量的白矮星与它们作为Ia型超新星祖先的角色、渐近巨分支阶段的物理过程、高磁场白矮星的存在以及双白矮星合并的发生有关。一些富含氢的超大质量白矮星是脉动恒星，因此，它们提供了通过星震学研究其内部的可能性。另一方面，如果发现了脉动的富氢超大质量白矮星，它们可能会成为更有吸引力的天体，因为它们应该比脉动的富氢白矮星更热，结晶程度更低，这将为探测它们的深层内部铺平道路。我们探讨了超大质量富氦白矮星的脉动性质，这些白矮星具有碳-氧和氧-氖核，是由单个恒星演化产生的。我们的目标是提供一个理论基础，最终可以帮助辨别超大质量白矮星的核心组成和他们的形成通过asteroseismology的情况下，预计未来可能在这类恒星的脉动检测。我们发现，考虑到白矮星模型来自三个场景考虑的特点是不同的核心化学配置文件，其脉动特性也是不同的，从而导致在周期间隔和模式捕获属性的独特签名。我们的研究结果表明，如果最终探测到脉动的超大质量富氦白矮星，就有可能获得加密在这些恒星核心中的有价值的信息，这些信息与这些奇异物体的起源有关。通过正在进行的太空任务收集的观测，这些恒星中的脉动检测有很多机会很快实现。
2020-12-20 astro-ph.SR
Pulsations of Pre-White Dwarfs with Hydrogen-dominated Atmospheres
对由后渐近巨星分支（AGB）演化而来的前白矮星的非径向振荡进行了完全非绝热分析。结果表明，对于Teff= 40，000 K -300，000 K的前白矮星模型，氢燃烧壳层中的核反应在约40-200 s的周期范围内激发低阶g模。研究还表明，氢的含量对前白矮星在H-R图上的不稳定区域有显著的影响。因此，氢为主的信封的厚度可以很好地约束通过观察g模式振荡的存在。
2014-05-19 astro-ph.SR
A public database for white dwarf asteroseismology with fully evolutionary models: I. Chemical profiles and pulsation periods of ZZ Ceti (DAV) stars
我们提出了一个大银行的化学配置文件和脉动周期的ZZ鲸鱼座（或DAV）变星的星震学研究。我们的背景平衡DA白矮星模型是充分进化计算的结果，考虑到从ZAMS祖星的完整历史。这些模型的特点是自洽的化学结构从中心到表面，并涵盖了广泛的恒星质量，有效温度和H信封厚度。我们目前的偶极和四极脉动$g$模式的周期舒适地涵盖在鲸鱼座ZZ星观察到的周期的间隔。用于星震周期拟合的化学剖面和脉动周期的完整表格，以及其他感兴趣的量，可以从我们的网站（\url{http://www.fcaglp.unlp.edu.ar/evolgroup}）免费下载
2012-04-27 astro-ph.SR
The impact of Coulomb diffusion of ions on the pulsational properties of DA white dwarfs
元素扩散是影响白矮星表面丰度、内部结构、脉动性质和演化的关键物理过程。我们研究了库仑分离的离子在冷却时间的演变白矮星，他们的化学配置文件，布伦特-Väisälä（浮力）的频率，和脉动周期的ZZ Ceti不稳定带的效果。我们遵循的白矮星模型的充分演变，从他们的祖先的历史的基础上，随时间变化的元素扩散计划，结合了由于库仑相互作用在高密度的离子的引力沉降的影响。我们发现，库仑沉降深刻地改变了化学配置文件的超大质量（$M_*> 1 M_{sun}$）白矮星沿其演变，阻止氦扩散向内的核心，从而导致更窄的化学过渡区。因此，对于超大质量的鲸鱼座ZZ星，$g$模式的脉动周期预计会发生显著的变化，高达$15 \%$。在对这类恒星进行详细的星震学分析时应考虑到这一点。对于质量较小的白矮星来说，库仑分离的影响要小得多，造成鲸鱼座ZZ星的周期变化低于祖先演化的不确定性所导致的周期变化，尽管大于观测周期的典型不确定性。
2020-10-21 astro-ph.SR
Evolution models of helium white dwarf--main-sequence star merger remnants: the mass distribution of single low-mass white dwarfs
目前还不知道质量小于0.5M太阳的单个白矮星--低质量白矮星--是如何形成的。形成这种白矮星的一种方式是，氦核白矮星与主序星合并，产生红巨星分支星，但未能点燃氦。我们使用恒星演化代码来计算这些合并的残余物的模型，并找到合并前的质量和最终的白矮星质量之间的关系。结合我们的结果与模型人口，我们预测，通过这个通道形成的单个低质量白矮星的质量分布跨越范围0.37至0.5Msolar和峰值之间的0.45和0.46 Msolar。氦白矮星与主序星的合并也可以导致质量高达0.51 M太阳的单氦白矮星的形成。在我们的模型中，通过这个通道的单个低质量白矮星的银河系形成速率约为8.7 × 10 ^-3年^-1。将我们的模型与观测结果进行比较，我们发现大多数单个低质量白矮星（<0.5Msolar）是由氦白矮星--主序星合并形成的，其形成速率约为总白矮星形成速率的%。
2017-11-09 astro-ph.SR
The impact of pre-white dwarf evolution on the pulsational properties and asteroseismological inferences of ZZ Ceti stars
鲸鱼座ZZ恒星是脉动的白矮星，在核心氦燃烧（CHeB）和热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）阶段，有一个碳氧核心（或可能是最大质量的恒星）。通过利用星震学解释它们的脉动周期，可以推断它们的起源和演化的细节。鲸鱼座ZZ星的脉动光谱与其内部化学结构密切相关。目前，有几个影响化学剖面的过程仍然没有准确确定。我们目前的不确定性的影响，在白矮星祖先的预期脉动性能和恒星参数推断的ZZ鲸鱼座恒星的星震拟合演化的研究。我们的分析是基于一套碳氧核心白矮星模型，来自全面的进化计算从ZAMS的ZZ Ceti域。我们考虑的模型中，我们改变了热脉冲的数量，过冲量，和碳-α反应速率在其不确定性。我们探讨了这些主要的不确定性在先前的化学结构和预期的脉动谱演化的影响。我们发现，这些不确定性产生显着变化的g-模式脉动周期被发现在TP-AGB阶段最相关的脉动属性和星震学派生的恒星参数的ZZ鲸鱼座恒星。我们的结论是，白矮星的祖先演化的不确定性，应考虑到这些脉动星的详细的星震学分析。
2018-09-24 astro-ph.SR
On The Impact Of 22Ne On The Pulsation Periods Of Carbon-Oxygen White Dwarfs With Helium Dominated Atmospheres
我们探讨的绝热低阶g-模式脉动周期的0.526，0.560，和0.729 M $_\odot$碳氧白矮星模型与氦为主的信封由于存在，不存在和增强$^{22}$ Ne在内部的变化。观测到的这种白矮星的g模式脉动周期通常精确到6 $-$ 7位有效数字。通常不含$^{22}$ Ne的白矮星模型与观测到的周期和其他性质相吻合。对于$σ_{rms}/ P$ $\lesssim$ 0.3%的拟合精度，$\simeq$ 150 $-$ 400 s低阶g模式周期的均方根残差通常在$σ_{rms}$ $\lesssim$ 0.3 s的范围内。我们发现平均相对周期的变化$ΔP/P$ $\simeq$ $\pm$ 0.5%的低阶偶极和四极g-模式脉动内观察到的有效温度窗口，与$ΔP/P$的范围取决于特定的g-模式，丰富的$^{22}$ Ne，有效温度和质量的白矮星模型。这一发现表明，当$^{22}$ Ne不存在时，在特定白矮星的拟合过程中可能存在系统性偏移。作为拟合过程的一部分，涉及到调整白矮星模型的组成配置文件，我们的研究$^{22}$ Ne的影响，可以提供新的推论推导出的内部质量分数配置文件。我们鼓励定期包括$^{22}$氖质量分数的配置文件，恒星演化模型的通知，未来几代的白矮星模型拟合过程。
2021-01-20 astro-ph.SR
The impact of breathing pulses during core-helium burning on the core chemical structure and pulsations of hydrogen-rich atmosphere white dwarfs
本研究通过恒星演化模型，探讨核心氦燃烧阶段呼吸脉冲对白矮星核心化学结构和ZZ Ceti星脉动的影响，发现呼吸脉冲使核心更大、氧丰度更高，但不足以解释星震学观测，脉动周期差异可达约30秒。
2024-02-05 astro-ph.SR
Evolutionary and pulsational properties of ultra-massive white dwarfs. The role of oxygen-neon phase separation
超大质量的富氢白矮星（WD）恒星在经历超渐近巨星分支（SAGB）阶段演化时，可能具有半简并碳燃烧产生的氧/氖核。预计这些恒星在到达鲸鱼座ZZ域时会结晶。我们发现，结晶导致氧和氖的相分离的核心超大质量WD，这显着影响的脉动特性，从而提供了一个独特的机会来研究结晶的过程，并推断在WD星的核心化学成分。
2018-12-14 astro-ph.SR
Pulsation in carbon-atmosphere white dwarfs: A new chapter in white dwarf asteroseismology
我们提出了一些调查的结果，旨在探索新发现的碳-大气层白矮星的星震学潜力。结果表明，在参数空间的某些区域，碳-大气白矮星可以驱动低阶引力模。我们证明了我们的理论结果与最近SDSS J1426+5752中令人兴奋的光度变化的发现以及McDonald天文台科学家团队获得的一些零结果是一致的。我们还提出了后续的光度观测进行了自己在毕格罗山1.6米望远镜使用新的Mont 4K相机。在MMT的后续光谱观测的结果也简要报告，包括令人惊讶的发现，SDSS J1426+5752不仅是一个脉动星，但它也是一个磁白矮星与表面场接近1.2 MG。SDSS J1426+5752中$g$型脉动的发现本身就相当重要，因为它打开了继GW Vir，V777 Her和ZZ Ceti家族之后的第四个星震学“窗口”，通过它人们可以研究白矮星。
2009-01-22 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
Discovery, TESS Characterization, and Modeling of Pulsations in the Extremely Low Mass White Dwarf GD 278
我们报告的脉动发现极低质量（ELM），可能是氦核白矮星GD 278通过地面和空间为基础的测光。GD 278由凌日系外行星勘测卫星（TESS）在18区以2分钟的节奏观测了大约24天。TESS数据揭示了在2447-6729 s之间至少有19个显著的周期，其中一个是在白矮星中检测到的最长的脉动周期。先前的光谱学发现这颗白矮星在一个4.61小时的轨道上，有一个看不见的>0.4太阳质量的伴星，Teff = 9230 +/- 100 K，log（g）= 6.627 +/- 0.056，相当于0.191 +/- 0.013太阳质量。TESS中来自旋转分裂的脉动频率模式似乎揭示了大约10小时的恒星自转周期，使GD 278成为第一个具有测量自转速率的ELM白矮星。该模式通知我们的模式识别的asteroseisic适合，不幸的是，这并没有揭示一个全球最佳拟合的解决方案。天文地震学揭示了两个主要的解决方案大致一致的光谱参数这ELM白矮星，但有很大的不同的氢层质量，未来的地震拟合可以进一步改善使用恒星视差。GD 278是目前已知的第十颗脉动ELM白矮星;它是第五颗已知的短周期双星，但却是第一颗拥有扩展的太空测光的白矮星。
2021-10-05 astro-ph.SR
Can R CrB stars form from the merger of two helium white dwarfs?
由于引力波辐射的轨道衰变，一些近距离的氦白矮星有望在哈勃时间内合并。合并的直接产物被认为是富含氦的sdO星，本质上是氦主序星。我们提出了新的演化计算，这些合并后的恒星超出核心氦燃烧阶段。质量最大的氦-SDO会发展出一个强烈的氦燃烧外壳，并演化成富氦巨星。我们包括核合成计算合并后的$0.4 \rm M_{\odot}$氦白矮星对金属丰度$Z = 0.0001, 0.004, 0.008$和0.02。由此产生的巨星的表面化学成分与观测到的北冕座R和极端氦星的丰度部分一致。除了CO+He白矮星合并和之前提出的非常晚的热脉冲通道之外，这样的恒星可能代表了后者的第三个（尽管很罕见）演化通道。我们证实了最近的一个建议，在R\，CrB星中看到的锂可以在合并的热阶段自然形成的\iso{3}{He}从施主白矮星的存在。
2012-08-20 astro-ph.SR
The formation of ultra-massive carbon-oxygen core white dwarfs and their evolutionary and pulsational properties
摘要：我们探讨了超大质量（M_{\rm WD} \gtrsim 1.05 M_ \sun $）、碳氧核白矮星的形成，这些白矮星是由单个恒星演化产生的。我们还研究了它们的演化和脉动性质，并将它们与那些具有氧-氖核的超大质量白矮星进行了比较，这些白矮星的核是由单个祖星中的碳燃烧产生的，并与双星合并的预测进行了比较。我们考虑两个单星演化的超大质量碳氧核心白矮星，涉及核心氦燃烧后的简并核心的旋转和质量损失率降低大质量渐近巨分支星的形成方案。我们将我们的发现与超大质量白矮星的预测进行了比较，这些白矮星是由两个质量相等的碳氧核心白矮星合并而成的，假设它们之间完全混合，合并后的残余物是碳氧核心。由此产生的超大质量碳氧核心白矮星的演化速度明显慢于它们的氧氖对应物。我们的研究有力地表明，具有碳氧核的超大质量白矮星的形成来自单个恒星演化。我们发现这些白矮星的演化和脉动性质与它们的氧-氖核对应物以及可能由双简并产生的碳-氧核的白矮星有明显的不同。这最终可以用来辨别超大质量白矮星的核心组成及其形成情景。
2020-11-20 astro-ph.SR
Radial pulsations of red giant branch stars
我们进行了流体动力学计算的非线性恒星脉动的人口I恒星的演化阶段的上升红巨星分支和以下的亮度下降，由于核心氦闪光。红巨星填充这一地区的赫兹斯普林-罗素图被发现是基本模式的传播。在红巨星分支的顶端，脉动周期最大，初始质量为1.1 M_ \odot ~ 1.9 M_ \odot的恒星的脉动周期分别为254 ~ 33天。在核心氦闪光期间的周期变化率与在氦壳源中的热脉冲期间Mira型变量的长期周期变化率相当。在初始质量为Mzams = 1.1 M_ \odot的恒星中，周期变化率最大（\dot/\approx-0.01 yr^{-1}），而在演化序列为Mzams= 1.9 M_PDMATHABMM的恒星中，周期变化率则减小到\dot/\sim-0.001 yr ^{-1}。理论上，周期Pi > 200天的红巨星的光变曲线显示出次极大值的存在，类似于在许多Miras中观测到的。
2017-06-28 astro-ph.SR
Pulsations powered by hydrogen shell burning in white dwarfs
由于在渐近巨星分支阶段没有第三次挖掘事件，由低金属丰度祖先演化而来的白矮星模型具有较厚的氢壳层，这使得氢壳层燃烧成为最重要的能量来源。我们调查的脉动稳定性的白矮星模型与厚信封，看看是否非径向$g$模式的脉动是由氢燃烧引发的，目的是把限制氢壳燃烧在冷白矮星和第三次疏浚在渐近巨星分支演化的祖星。利用全演化计算方法构造了低金属丰度的母星白矮星序列，并分析了它们在有效温度$T_{\rm eff} \sim 15\,000\,-\, 8\,000$ K范围内的脉动稳定性。我们证明了，对于从低金属丰度祖先演化而来的质量为$M_{\star} \lesssim 0.71\,\rm M_{\sun}$、有效温度为$8\,500 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 11\,600$ K的白矮星模型，（$Z= 0.0001$、$0.0005$和$0.001$）偶极子（$\ell= 1$）和四极杆（$\ell=2$）$g_1$模式主要由于氢燃烧壳层通过$\varepsilon$机制而被激发，除了由$κ-γ$或对流驱动机制驱动的其它$g$模式之外。然而，$\varepsilon$机制不足以驱动这些模式在白矮星从太阳金属丰度祖先演变。我们建议，应努力观察偶极$g_1$模式的白矮星与低金属丰度的环境，如球状星团和/或星系晕，放置在冷却的白矮星的氢壳燃烧和第三个疏浚情节在前面的渐近巨星分…
2016-06-14 astro-ph.SR
Helium at white dwarf photospheric conditions: preliminary laboratory results
我们目前的初步结果的实验研究探索氦在光球条件下的白矮星。这些数据是在桑迪亚国家实验室的Z机上收集的，Z机是地球上最大的X射线源。我们的氦结果可以有许多应用，从验证当前的DB白矮星模型大气，以提供准确的He压力变化在不同的温度和密度。在更广泛的背景下，这些氦数据可以用来指导新的连续降低模型的理论发展的双电子原子。我们还讨论了我们更新的实验设计，这使我们能够采样更大范围的密度，温度和气体成分的未来应用。
2016-10-12 astro-ph.SR
Asteroseismology of the pulsating extremely low-mass white dwarf SDSS J111215.82+111745.0: a model with $p$-mode pulsations consistent with the observations
SDSS J111215.82+111745.0是第二颗被发现的脉动极低质量白矮星。在这颗恒星上探测到两个短周期脉动，107.56和134.275 s，这将是在白矮星上观测到的第一个压力模式（$p$模式）脉动。虽然这两个潜在的$p$ -模式还有待证实，但它们使SDSS J111215.82+111745.0成为一个有趣的天体。在这项工作中，我们分析了在SDSS J111215.82+111745.0上观察到的七个周期。我们采用了三个独立的周期间隔测试，揭示了大约93.4 s的平均周期间隔的$\ell=1$ $g$模式，这给了额外的可信度的$\ell=1$标识。然后，我们执行该恒星的星震模拟，其中的H化学剖面作为一个变量。根据最佳拟合模型确定了恒星参数$M=0.1650\pm0.0137$、$M_\odot$和$T_\mathrm{eff}=9750\pm560$ K，并定义了H/He化学剖面。两个可疑的$p$ -模式也很好地代表在最佳拟合模型，恒星参数和脉动频率是在很好的协议，从光谱导出的值。
2022-11-22 astro-ph.SR
Evidence for Temperature Change and Oblique Pulsation from Light Curve Fits of the Pulsating White Dwarf GD 358
对流驱动，最初由Brickhill（1991，1983）提出的脉动白矮星的机制，已经被普遍接受为DAV和DBV白矮星的一般线性不稳定机制。这种物理机制自然导致了一种非线性公式，再现了许多脉动白矮星的光变曲线。这个数值模型还可以提供恒星对流区的平均深度和脉动轴的倾斜角度的信息。本文给出了两组用DBV GD 358数据拟合非线性光变曲线的结果。我们的第一次拟合是基于2006年由全球望远镜（WET）收集的数据;该数据集是多周期的，包含至少12个单独的模式。我们的第二次拟合利用了1996年获得的数据，当时GD 358经历了激发频率的急剧变化，伴随着分数振幅的快速增加;在此期间，它基本上是单周期的。我们认为GD 358的对流区在1996年比2006年薄得多，我们解释这是由于其表面温度的短暂增加。此外，我们发现强有力的证据，斜脉动使用两套均匀分裂的三胞胎在2006年的数据。这是第一次在变白矮星中发现斜向脉动。
2010-04-20 astro-ph.SR
Evolutionary and pulsational properties of white dwarf stars
节录。白矮星是包括太阳在内的绝大多数恒星演化的最后阶段。对白矮星的研究在天体物理学的各个领域都有潜在的应用价值。特别是，它们可以被用作独立可靠的宇宙时钟，也可以提供关于各种各样的恒星星族的基本参数的有价值的信息，如我们的银河系和开放和球状星团。此外，白矮星的高密度和高温度特征允许将这些恒星用作宇宙实验室，用于研究在地球实验室无法实现的极端条件下的物理过程。它们可以用来约束基本粒子如轴子和中微子的基本性质，并研究与基本常数变化有关的问题。在这项工作中，我们回顾了白矮星的物理本质。特别强调的是物理过程，导致形成的白矮星，以及对不同的能源和过程负责的化学丰度的变化，发生在他们的演变。而且，在它们的生命过程中，白矮星会穿越不同的脉动不稳定带。这些不稳定带的存在为天文学家提供了一个独特的机会，可以窥视它们的内部结构，否则这些结构将对观察者隐藏起来。我们将表明，这允许测量前所未有的精度的恒星质量和推断其信封厚度，探测核心的化学分层，并检测旋转速率和磁场。因此，在这项工作中，我们还回顾了白矮星的脉动特性和白矮星星震学的最新应用。
2010-07-15 astro-ph.SR
Hydrogen in hot subdwarfs formed by double helium white dwarf mergers
孤立的热亚矮星可能是由两颗氦核白矮星合并而成。在合并之前，氦核白矮星有富含氢的外壳，其中一些氢可能会在合并中幸存下来。我们计算了在这种合并开始时存在的氢的质量，并假设在合并过程中氢在整个被破坏的白矮星中混合，估计有多少可以存活下来。我们在合并残留物中发现了高达约$2 \times 10^{-3}\,\mathrm{M}_{\odot}$的氢质量。我们模型合并残余物，包括氢质量适当的总质量和比较他们的大气参数的样本显然孤立的热亚矮星，富氢sdBs。这些恒星中的大多数可以解释为双氦白矮星合并的残余物。
2016-09-29 astro-ph.SR
A triplet of the only pulsation mode detected in the DAV star G132-12
氢大气脉动白矮星，也被称为DAV星，是最丰富的脉动白矮星类型。高温的DAV星一般表现出少量的脉动模式和稳定的频率。G132-12是一颗脉动氢大气层白矮星，位于不稳定带的蓝边附近。以往的研究报道G132-12可能只有一个周期为212.69 s的脉动模。为了详细研究G132-12的脉动特性，我们于2019年10月进行了一次双站点观测活动。在总共约154小时期间收集时间序列光度数据。傅立叶分析揭示了3个频率，它们被识别为周期为212.499 s的$l = 1$ g模式脉动的三重态。旋转周期以$P_{rot} = 35.0\pm6.7$小时表示，旋转轴相对于视线的倾角为$70^{\circ}$。G132-12可能是一个理想的目标，用于测量这颗白矮星的冷却尺度，只有一个激发的脉动模式检测。
2021-07-07 astro-ph.SR
The Missing Link? Discovery of Pulsations in the Nitrogen-rich PG 1159 Star PG 1144+005
高达98%的单颗恒星最终将成为白矮星-连接银河系历史和未来演化的恒星，其先前的演化刻在其内部。这些内部可以用星震学研究，利用恒星脉动作为地震波。DA和DB白矮星的脉动不稳定带是纯的，这使得它们的内部结构代表了所有DA和DB白矮星的内部结构。对于最热的脉动白矮星，GW Vir恒星来说，情况并非如此：在这个区域中，只有大约50%的白矮星有脉动。根据不同的元素丰度、金属丰度和氦含量，已经提出了几种解释GW Vir不稳定带的杂质。令人惊讶的是，有一个二分法，只有富含氮的恒星，它本身不能引起脉动驱动，脉动-唯一的例外是富含氮的非制冷剂PG 1144+005。在这里，我们根据新的观测报告了PG 1144+005中脉动的发现。我们确定了四个频率区域：40、55、97和112天$^{-1}$，振幅低且可变，约为3-6 mmag，因此证实了氮二分法。由于氮是揭示热白矮星中极晚期热脉冲（VLTP）先前发生的微量元素，我们推测，正是这种VLTP提供了制造GW Vir振荡器所需的内部结构。
2021-08-18 astro-ph.SR
Finding the Instability Strip for Accreting Pulsating White Dwarfs from HST and Optical Observations
利用时间分辨的低分辨率哈勃空间望远镜紫外光谱，结合地基光学测光和光谱，对6个包含脉动白矮星的激变变星的温度和脉动特性进行了约束。将我们对五颗已经爆发好几年的脉动白矮星的温度测定与过去对其他六个系统的结果相结合，表明吸积脉动白矮星的不稳定带范围在10，500 -15，000 K之间，比ZZ Ceti恒星的不稳定带范围更宽。紫外/光学脉动特性的分析揭示了一些令人困惑的方面。虽然一半的系统显示高脉动振幅的UV相比，他们的光学同行，其他显示UV/光学振幅比小于一个或没有脉动在任何波长区域。
2009-12-31 astro-ph.SR
Opacity Effects on Pulsations of A-Type Stars
不透明度在驱动脉动和扩展B型星（SPB和$β$ Cep变星）脉动不稳定区域中的影响最近已经被探索，例如，Walczak et al. 2015，2017; Daszynska-Daszkiewicz et al. 2017; Moravveji 2016和Cugier 2014。对于这些恒星，脉动是由恒星包层中约200，000 K的Fe族元素的不透明度凸起驱动的。对于A型恒星中的$δ$ Scuti脉动，脉动是由大约50，000 K的第二氦电离区中的$κ$效应驱动的。对B型星的不透明度修正也可能对A型星的结构和不稳定区域产生影响。对A型星脉动不稳定区的研究表明，其他因素也会影响脉动，如氦丰度和扩散沉降。在这里，我们将探讨其中的一些影响，重点是A型恒星的建模。我们使用新的LANL OPLIB与LLNL OPAL不透明度的AGSS 09太阳丰度混合物的结果进行比较。我们评论的前景，使用BRITE观测的A型恒星，以限制不透明度。
2018-06-02 astro-ph.SR
Forging neon-distilling white dwarfs in the stellar engulfments of helium white dwarfs
Princeton University（普林斯顿大学）；Northwestern University（西北大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过氦白矮星被恒星吞噬过程，产生富含^{22}Ne的白矮星，解释白矮星冷却异常和磁现象。
2025-12-31 astro-ph.SR
À Propos Nonlinear Pulsations of R CrB Variables
本研究通过MESA代码演化氦星模型至R CrB变星区域，捕捉到与观测周期相符的脉动不稳定性，并暗示这些脉动可能为奇异模。
2023-12-22 astro-ph.SR
Evolution models of helium white dwarf--main sequence star merger remnants
据预测，由引力波辐射和潮汐相互作用引起的轨道衰减将导致一些近距离双星在哈勃时间内合并。氦核白矮星与主序星的合并可以产生一颗红巨星分支星，当氦被点燃时，它有一个低质量的氢包层，从而成为一颗热的亚矮星。由于没有详细的计算，我们计算合并后的模型与恒星演化代码。我们找到了合并残余物的演化路径，并找到了导致热亚矮星形成的合并前条件。我们发现，一些这样的合并的结果形成的恒星与中间富氦表面。这些恒星后来由于扩散而发展出贫氦表面。结合我们的结果与一个模型人口和比较观察到的恒星，我们发现，一些观察到的中间富氦热亚矮星可以解释为残留的合并的氦核白矮星与低质量主序星。
2017-01-10 astro-ph.SR
New white dwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 10
我们报告了在斯隆数字巡天数据发布10中发现的9089个新的光谱确认的白矮星和亚矮星。我们得到了氢大气层白矮星和氦大气层白矮星的Teff、log g和质量，并估算了具有金属谱线的白矮星的钙/氦丰度和具有碳主导谱线的碳/氦丰度.我们发现了1颗行星状星云的中心星，2颗氦大气白矮星上的新氧谱，71颗DQ，42颗热DO/PG 1159，171颗白矮星+主序星双星，206颗磁DAH，327颗连续统支配的DCs，397颗金属污染的白矮星，450颗氦支配的白矮星，647颗次矮星和6888颗新的氢占主导地位的白矮星。
2014-11-25 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
Excitation and deexcitation processes in atom-Rydberg atom collisions in helium-rich white dwarf atmospheres
我们的目的是显示的重要性，非弹性激发和去激过程中的$\textrm{He}^{*}(n)+ \textrm{He}(1s^{2})$碰撞与主量子数$n \ge 3$的富氦白矮星大气。我们比较了这些过程的效率与已知的非弹性电子- $\textrm{He}^{*}(n)$原子过程中的一些DB白矮星的大气。我们表明，在所考虑的大气中，其中包含弱电离层（电离度$\lesssim 10^{-3}$）的重要部分，所研究的原子-里德伯原子过程对激发氦原子种群的影响是占主导地位的或至少相当于并发电子- $\textrm{He}^{*}(n)$ -原子过程的影响。
2013-02-25 astro-ph.SR
Tidally Tilted Pulsations in HD 265435, a subdwarf B Star with a Close White Dwarf Companion
潮汐倾斜脉动星（TTP）是联星系统中一类有趣的新型振荡星;在此类恒星中，脉动轴与联星的拱点线或半长轴重合。目前发现的三颗TTP都是$δ$ ~Scuti星。在这封信中，我们报告了第一次在亚矮星B（sdB）中发现潮汐倾斜脉动的结论。HD 265435是一颗周期为1.65小时的sdB-白矮星双星，被认为是最近的Ia型超新星祖先。使用TESS 20秒的节奏数据从部门44和45，我们表明，脉动轴的sdB星已潮汐倾斜到轨道平面和对准的潮汐轴的二进制。我们确定了31个独立的脉动频率，其中27个具有由轨道频率（$ν_{\rm orb}$）或其倍数分离的1至7个边带。使用观测到的振幅和相位的变化，由于潮汐倾斜，我们分配$\ell$和$m$值的大多数观测到的振荡模式，并使用这些模式识别产生初步的asteroseisic约束。我们的工作极大地扩展了我们对TTP的理解，因为我们现在知道：（i）它们可以在$δ$ ~Scuti星团以外的恒星中找到，特别是已经失去富氢包层的高度演化恒星;（ii）潮汐倾斜脉动可以用来探测非常紧密的双星中恒星的内部。
2022-03-09 astro-ph.SR
Very long-periodic pulsations detected simultaneously in a white-light flare and sunspot penumbra
本研究通过多仪器观测分析了X6.4耀斑白光辐射中的超长周期脉动，发现其与黑子半影中约8.6分钟的类似准周期同步，表明白光QPP可能由半影泄漏的慢磁声重力波调制。
2024-08-28 astro-ph.SR
The Heating and Pulsations of V386 Serpentis after its 2019 Dwarf Nova Outburst
以下的脉动光谱的白矮星通过加热和冷却参与矮新星爆发周期提供了一个独特的看法，对流驱动的变化发生在几个月的时间尺度与千年的非吸积白矮星。2019年1月，矮新星V386 Ser（少数包含吸积、脉动白矮星的矮新星之一）经历了一次大幅度的爆发。哈勃太空望远镜的紫外光谱是在爆发后7个月和13个月获得的，在此期间，地面光学测光和高速测光分别在爆发后5.5个月和17个月获得。由此产生的光谱和脉动分析显示，在两次紫外观测之间，白矮星从21，020 K冷却到18，750 K（重力对数（g）= 8.1），同时在爆发后比静止时短得多的时间内，在紫外和光学上都存在明显的强烈脉动。脉动周期在爆发后的一年中持续延长，与脉动理论一致。然而，它仍然有待观察，如果行为在较长的时间过去的爆发将模仿不寻常的非单调冷却和长时间在类似的系统GW Lib明显。
2021-04-30 astro-ph.SR
A new instability domain of CNO-flashing low-mass He-core stars on their early white-dwarf cooling branches
在到达静止的终端白矮星冷却分支之前，一些低质量的氦核白矮星恒星模型经历了大量的核闪光，这大大减少了它们的氢包层。就在每次闪光发生之前，稳定的氢燃烧可能能够驱动全球脉动，这可能与通过星震学揭示这些恒星的内部结构有关。我们提出了一个脉动稳定性分析适用于低质量氦核恒星的早期白矮星冷却分支通过CNO闪光，以研究的可能性，$\varepsilon$机制是能够激发重力模式脉动。我们对低质量氦核白矮星模型在冷却早期经历CNO闪光进行了非绝热脉动分析。我们发现，由于稳定的氢燃烧的$\varepsilon$机制可以激发低阶（$\ell= 1, 2$）重力模式与$\sim 80$和$500\ $之间的周期，与$0.2025 \lesssim M_{\star}/M_{\odot} \lesssim 0.3630$位于$\log g - T_{\rm eff}$图的有效温度和表面重力范围内的$15\,000 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 38\,000\ $ K和$5.8 \lesssim \log g \lesssim 7.1$，分别扩展区域的恒星。由于这些模式达到足够大的振幅所需的时间尺度比其相应的演化时间尺度短，因此在这些恒星中检测脉动是可行的。如果在这个不稳定区域发现低质量白矮星以低阶重力模式脉动，这将证实我们的结果，即这种脉动可以由$\varepsilon$机制驱…
2021-01-07 astro-ph.SR
Pulsational Mapping of Calcium Across the Surface of a White Dwarf
我们约束钙的分布在整个表面的白矮星星G29-38通过结合时间序列光谱从双子座北全球时间序列测光从整个地球望远镜。G29-38正在从一个已知的碎片盘中积极地吸积金属。由于金属下沉的速度明显快于它们在表面的混合速度，吸积过程中的任何不均匀性都会表现为恒星表面金属的不均匀性。我们测量了2008年在G29-38上激发的两个大脉动的流量振幅和钙等效宽度振幅。这些振幅的比例最适合的模型极性吸积的钙和赤道吸积排除。
2010-03-26 astro-ph.SR
Hubble Space Telescope ultraviolet spectroscopy of the hottest known helium-rich pre-white dwarf KPD0005+5106
利用哈勃空间望远镜成像光谱仪对KPD 0005 +5106的紫外阶梯光栅光谱进行了大气模式分析。这颗恒星是已知最热的前白矮星（Teff = 200，000 +-20，000 K，log g = 6.7+-0.3; Wassermann et al. 2010）。它的大气层由氦和微量金属组成。它是所谓的O（He）光谱类型，由非常热的富含氦的前白矮星组成，其起源存在争议。从氖和硅的电离平衡，我们得到更严格的限制有效温度（195，000 +-15，000 K），并改善以前的丰度测定这些元素。我们确认KPD 0005 +5106是北冕座R星的后代，因此是双星-白矮星合并的结果。讨论了KPD 0005 +5106与其它O（He）星和RCB星的关系。
2015-10-05 astro-ph.SR
Atmospheres of RR Lyrae Stars: Hypersonic Shock waves, Helium line detection and Magnetic fields. A few spectra for George Preston on the occasion of his birthday
在与Preston的光谱工作（1961，1962，1964和1965）进行深入/比较研究期间，我意外地发现了高超音速激波的存在（Chadid 1996和2008），这与湍流放大机制（Chadid 1996 b）和Blazhko调制（1997）密切相关。在这里，我将展示高超音速激波是如何形成氦谱线的，以及如何与Preston（2009，2011）探测到的氦发射和谱线倍增相联系。我将提出新的中性和单电离氦线的数据在高超音速Blazhko星S Arae。He II表现为弱发射，其起源与S Arae的高超音速激波密切相关。冲击波非常强烈，可达到马赫数>30。HeI线首先出现在发射中，超过~2%的脉动周期，然后是HeI吸收加倍现象，同时发生中性金属吸收线现象超过~8%的脉动周期。尽管有几次声称在天琴座RR星系中探测到了磁场，但普雷斯顿（Preston，1967）在两年的观测之后没有发现任何磁场。这与我最近（2004年）四年多的光谱偏振测量结果一致，得出结论，天琴座RR是一颗真正的双星，导致所有需要强大光球磁场的布拉日科效应模型都被证伪。我报告的一个新的一系列高精度圆偏振光谱观测的Blazhko星RV Uma。RV UMa的纵向场测量显示平均纵向磁场为B_l = -13+/-35 G，并且在整个脉动周期内没有显著的检测。这些光谱结果揭示了一个严重的挑战，解释复杂的行为，在高超声速大气脉动的天琴…
2011-08-29 astro-ph.SR
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs. I. Methodology
我们评估的鲁棒性的低马赫数流体动力学算法模拟氦壳对流的背景下，一个白矮星的Ia型超新星的sub-martrasekhar模型的表面。我们使用低马赫数恒星流体动力学代码，MAESTRO，进行三维的，空间自适应的对流模拟导致的燃烧前的点火点。我们表明，低马赫数流体动力学模型提供了一个强大的描述系统。
2012-12-18 astro-ph.SR
