The heavily polluted atmosphere of the DAZ white dwarf GALEX J193156.8+011745
我们报道了一颗新的严重污染的白矮星的发现。DAZ白矮星GALEX J193156.8+011745是在GALEX/GSC对紫外线过量天体的联合调查中确定的。在ESO NTT获得的光学光谱显示镁和硅的强吸收线和详细的丰度分析的基础上VLT-Kueyen UVES光谱揭示硅和镁的超太阳丰度，和近太阳的氧，钙和铁的丰度。总体丰度模式显示出白矮星大气层正在不断吸积的迹象。红外光谱能量分布显示，在H和K波段可能与吸积源有关的过剩。
2010-02-10 astro-ph.SR
On the Spectral Evolution of Hot White Dwarf Stars. I. A Detailed Model-Atmosphere Analysis of Hot White Dwarfs from SDSS DR12
随着它们的演化，白矮星的表面成分发生了重大变化，这种现象被称为光谱演化。特别是，有些恒星进入冷却序列时有氦大气层（DO型），但最终发展出氢大气层（DA型），很可能是通过残余氢的向上扩散。我们对这一过程的经验知识仍然很少：出生时富含氦并经历DO到DA转变的白矮星的部分受到很差的约束。我们通过对斯隆数字巡天观测到的1806颗热（$T_{\rm eff} \ge 30,000$ K）白矮星进行详细的模型大气调查来解决这个问题。我们首先介绍我们的新一代模型大气和理论冷却轨道，都适合热白矮星。然后，我们提出我们的光谱分析，从中我们确定我们的样品对象的大气和恒星参数。发现有24%的白矮星开始退化为DO星，其中有2/3的$\sim$后来成为DA星。我们还推断，DO-DA过渡发生在实质上不同的温度（$75,000 \ {\rm K} > T_{\rm eff} > 30,000$ K）为不同的对象，这意味着一个广泛的范围内的DO人口的氢含量。此外，我们确定了127个混合白矮星，其中31个显示出化学分层的证据，我们讨论了这些恒星如何适合我们的光谱演化的理解。最后，我们发现了非常热（$T_{\rm eff} > 60,000$ K）的白矮星的光谱质量标度的重要问题。
2020-08-17 astro-ph.SR
A Progress Report on the Carbon Dominated Atmosphere White Dwarfs
最近，Dufour等人（2007）报告了一个意外的发现，即在斯隆数字巡天中发现的几颗白矮星的大气层主要由碳组成，几乎没有氢和氦的痕迹。在这里，我们提出了一个进展报告，这些新的对象的基础上新的高信噪比后续光谱观测在6.5米的MMT望远镜霍普金斯山，亚利桑那州。
2009-01-22 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
A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models. IV. Revisiting the Spectral Evolution of Cool White Dwarfs
作为相互竞争的物理机制的结果，白矮星的大气成分在其演化过程中不断变化，这一过程被称为光谱演化。由于其大气成分的模糊性和其致密大气建模的固有困难，关于冷白矮星（$T_{\rm eff}<6000$ K）的光谱演化还没有达成共识。在本系列的前几篇论文中，我们提出并观测验证了新一代冷白矮星大气模型，该模型包括所有必要的本构物理学，以准确地模拟这些物体。利用这些新模型和501颗冷白矮星的同质样本，我们重新讨论了冷白矮星的光谱演化。我们的样本包括所有光谱识别的温度低于8300 K的白矮星，这些白矮星的视差在盖亚DR 2中可用，光度观测在泛星1和2MASS中可用。除了一些冷的碳污染的对象，我们的模型允许一个很好的适合我们的样本中包括的所有对象的光谱和光度观测。我们确定的氢，富氦的对象之间的7500 K和6250 K，我们解释为对流混合的签名的比例减少。在这种减少之后，富氢物体在5000 K之前变得更加丰富。这种令人困惑的增长，让人想起非DA差距，还有待解释。在低于5000 K的较低温度下，富氢的白矮星变得更加稀少，这就排除了来自星际介质的氢吸积主导冷白矮星光谱演化的假设。
2019-05-06 astro-ph.SR
Pure-hydrogen 3D model atmospheres of cool white dwarfs
本文给出了DA白矮星表面重力log g = 8，有效温度6000 ~ 13000 K的纯氢CO_5 BOLD三维模型大气序列。我们发现，对流特性，如流速，特征颗粒尺寸和强度对比度的颗粒图案，在此范围内显着变化。我们证明，这些三维模拟是不敏感的数值参数不同的一维结构，在很大程度上取决于混合长度参数。我们的结论是，三维光谱可以直接用于DA白矮星的光谱分析。我们证实了一个早期的初步研究的结果，三维模型光谱提供了一个更好的表征质量分布的白矮星和1D混合长度理论的缺点是负责虚假的高log g冷白矮星的测定。特别是，一维理论无法解释高层大气对流过冲的冷却效应。
2013-02-08 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
Line shapes of the magnesium resonance lines in cool DZ white dwarf atmospheres
白矮星光谱中镁原子共振线的线形由镁原子的性质和白矮星大气结构决定。通过它们的覆盖效应，这些线对模型结构有着主导性的影响，从而对描述恒星大气和元素丰度的其他物理参数的光谱的确定产生了影响。在继续以前的工作Mg $^+$ He线在紫外线，我们提出的理论轮廓中性Mg的共振线由He扰动的极端密度条件下发现在冷的大部分透明的大气中的DZ白矮星。我们准确地确定了扩大镁由他在统一理论的碰撞线配置文件使用从头计算的MgHe势能和过渡矩阵元素之间的单重电子态，所涉及的可观察到的谱线。我们计算了Mg线的形状和线参数，并研究了它们对氦密度和温度的依赖性。我们提供了恒星光谱模型输入所需的4000至12000 K整个温度范围内的结果。大气模型是在冷DZ白矮星典型的有效温度和表面重力范围内建立的。我们目前的合成光谱跟踪的Mg共振线轮廓下的低温和高气压普遍在这些气氛中的行为。镁共振线不透明度数据的精确测定与改进的大气模型程序相结合，得到了冷DZ白矮星的较好拟合。为了准确测定DZ白矮星大气中的H/He和Mg/He丰度比，需要了解氦对谱线的加宽。我们强调，没有自由电位参数或特设的调整被用来计算线的轮廓。
2018-09-12 astro-ph.SR
A White-light Flare Powered by Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
白光耀斑（White-light flares，WLF）是1859年首次观测到的一种太阳耀斑，它的可见光连续谱发射明显增强。这种增强通常发生在大多数高能耀斑中，通常被解释为通过从日冕能量释放点向下传播的非热电子在太阳低层大气中有效加热的结果。然而，这种日冕重连模型难以解释最近发现的小WLF。在这里，我们报告了一次C2.3白光耀斑，它与几种观测现象有关：相反极性光球磁通量的快速减少、两个相邻孔隙的消失、低色球层的显着加热、硬X射线通量的可忽略不计的增加，以及相关的U形磁场配置。所有这些都表明，这个白光耀斑是由太阳大气层下部的磁重联提供动力的，而不是由日冕上部的重联提供动力的。
2020-03-26 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
Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs
我们提出了改进的大气参数附近的白矮星位于20 pc的太阳。目前研究的目的是获得白矮星种群最小偏差样本的最佳统计模型。一个均匀的分析当地人口进行详细的光谱和光度分析的基础上改进的模型大气计算的各种光谱类型，包括DA，DB，DC，DQ和DZ星。光谱技术适用于我们的样品中的所有恒星的光谱。光度能量分布，如果可用的话，也结合三角视差测量，以获得有效的温度，恒星半径，以及大气成分。本文提出了一个太阳邻域内的白矮星订正星表。我们提供了，第一次，全面分析的质量分布和化学分布的白矮星在体积有限的样品。
2012-02-24 astro-ph.SR
Discovery of Three Pulsating, Mixed-atmosphere, Extremely Low-mass White Dwarf Precursors
本文报道了在三颗混合大气、极低质量白矮星（ELM WD，M $\leqslant$ 0.3 M $_{\odot}$）前体中发现的脉动现象。继最近在ELM和前ELM WD中发现脉动之后，我们用高速测光法针对混合H/He气氛的前ELM WD。我们发现显着的光学变化，在所有三个观察到的目标与周期在320- 590秒的范围内，在时间尺度上与理论预测的$p$模式脉动在混合大气$\approx$ 0.18 M $_{\odot}$ He核心前ELM WD一致。这代表了第一个经验证据，即只有当大气中存在大量的He时，才能发生前ELM WD中的脉动。未来，更广泛的，时间序列测光的三个新的发光体中最亮的提供了一个很好的机会，以限制表面H层的厚度，这调节了ELM WD的冷却时间尺度。
2016-05-17 astro-ph.SR
White Dwarf Period Tables - I. Pulsators with hydrogen-dominated atmospheres
我们的目的是收集所有已知的白矮星的氢占主导地位的大气，并列出其主要的光度和大气参数，以及他们的脉动周期和振幅在不同的时代观察。为此，我们探索脉动白矮星的相关文献与系统使用的SIMPAD和美国宇航局的天体物理数据系统（ADS）数据库。我们总结了我们的结果在四个表中列出了7个ZZ鲸鱼座恒星在分离的白矮星加上主序星，7个极低质量的DA双星，3个热DAVs和180个ZZ鲸鱼座恒星。
2016-10-24 astro-ph.SR
The polluted atmospheres of cool white dwarfs and the magnetic field connection
本文分析了被污染的富氢白矮星NLTT 888和NLTT 53908的X射线能谱。NLTT 53908的光谱显示出强烈的塞曼分裂钙线（Ca II H&K和Ca I $λ4226$），这颗恒星似乎是受污染的磁性白矮星（DAZH）NLTT 10480的近亲，而NLTT 888的光谱显示出钙和铁的窄线。DAZ NLTT 888和DAZH NLTT 53908与其他类别成员的比较说明了这些物体周围环境和形成环境的多样性。特别是，我们发现，在旧的，污染的白矮星的磁性发病率显着超过发现在一般白矮星人口，这表明一个假设的联系之间的拥挤的行星系统和磁场代。
2014-01-07 astro-ph.SR
The incidence of magnetic fields in cool DZ white dwarfs
人们对最冷的白矮星中磁场的发生率知之甚少。它们的光谱通常不显示任何吸收线，因为氢和氦的束缚-束缚不透明度非常小。因此，探测这些恒星是否存在磁场极具挑战性。然而，冷白矮星的外部污染，例如，行星碎片，导致其光谱能量分布中出现金属线。这些线提供了一个独特的工具来识别和测量银河系中最冷和最古老的白矮星的磁性。我们发现了7颗强金属污染的冷（T_eff < 8000 K）白矮星，其磁场强度为1.9 ~ 9.6 MG。对我们较大的冷DZ星等限制样本的分析得出了13+/-4%的磁场入射下限，明显高于热DA白矮星。
2015-03-12 astro-ph.SR
Can magnetic fields suppress convection in the atmosphere of cool white dwarfs? A case study on WD2105-820
大约10%的白矮星表现出全球磁场结构，磁场范围从1 kG到数百MG。最近，白矮星大气的第一次辐射磁流体动力学模拟表明，对流应被抑制在其光球的磁场强度B $\gtrsim$ 50 kG。这些预测与我们对恒星物理学的了解（例如太阳光球层强磁场区域的能量转移）是一致的，但还没有从白矮星的观测中得到直接证实。我们获得了弱磁性、氢大气、白矮星WD 2105 -820和另外三个非磁性、对流残留物（都在$T_{\mathrm{eff}}$范围9000- 11000 K）的COS远紫外光谱。我们拟合的COS和已经可用的光学光谱与对流和辐射大气模型。正如预期的那样，我们发现，对于两个非磁性比较星，只有对流模型拟合预测一致的$T_{\mathrm{eff}}$值从光学和FUV光谱。相比之下，对于WD 2105 -820，只有最佳拟合的辐射模型产生一致的结果。
2017-10-05 astro-ph.SR
Pure-helium 3D model atmospheres of white dwarfs
我们提出了DB白矮星的纯氦大气的三维模拟的第一个网格。模拟计算与CO 5 BOLD辐射流体动力学代码和覆盖有效温度和表面重力之间的12000 K < Teff < 34000 K和7.5 < log（g）（cgs单位）< 9.0，分别。在这个介绍性的工作中，从3D模拟计算的合成光谱进行比较，适当的1D模型光谱下的差分方法。这导致在3D校正的光谱导出的大气参数的DB星相对于1D ML 2/α = 1.25的混合长度参数化的推导。V777 Her不稳定带区域没有发现显著的Teff修正，因此预计带的经验蓝色和红色边缘没有3D修正。然而，对于3D网格覆盖的所有log（g）值，在12000 K < Teff < 23000 K的范围内发现大的log（g）校正。这些修正表明，一维模型大气高估了log（g），这让人想起了纯氢白矮星的三维模拟结果。下一步将是计算混合氦和氢气氛的三维模拟，以理解DB和DBA白矮星恒星参数的全部含义。
2018-09-03 astro-ph.SR
Evolutionary sequences for hydrogen-deficient white dwarfs
我们提出了一套完整的演化序列的白矮星与氢缺乏的气氛。我们考虑了祖星的进化历史、冷却中涉及的所有相关能源、最外层的元素扩散以及新的且详细的非灰色白矮星模型大气提供的外边界条件。纯氦成分。这些模型大气是基于最新的物理输入。我们的计算延伸到非常低的有效温度，$\sim 2\,500$ ~K，提供了一组均匀的演化冷却轨迹，适合于老缺氢白矮星的质量和年龄测定，并代表了一个明显的改进，以前的努力，这是使用灰色大气计算。
2017-03-15 astro-ph.SR
Stars with Unusual Compositions: Carbon and Oxygen in Cool White Dwarf Stars
我提出了一个广泛的历史回顾冷白矮星恒星与碳和/或氧在光球层检测。这本书的章节涵盖了DQ，DBQ和热DQ白矮星的观测特征，物理性质和演化，并概述了未来对这些类型的对象的调查应该尝试解决的主要挑战。
2011-09-30 astro-ph.SR
A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models. I. Theoretical Framework and Applications to DZ Stars
最冷的氦-大气层白矮星的光球具有类似流体的密度。在这些条件下，大气模式规范中使用的标准近似值不再适用。不幸的是，大多数冷的富氦白矮星没有显示出光谱特征，这让我们没有机会对更复杂的模型进行测试。在观测到光谱特征的少数情况下（例如在冷DQ或DZ星中），当前模型完全无法再现光谱数据，这表明我们的理论框架存在缺陷。为了完全信任仅从能量分布中得出的参数，至少成功地再现少数表现出光谱特征的最冷恒星的光谱是很重要的，特别是因为这些恒星由于重元素的存在而具有更不极端的物理条件。在本文中，我们修改我们的模型大气代码的每一个组成部分，以消除低密度近似。我们更新的白矮星大气代码采用了最先进的本构物理学，适用于冷富氦恒星（DC和DZ白矮星）的条件。这包括新的高密度金属线的配置文件，非理想的连续不透明度，一个准确的状态方程和电离平衡的详细说明。特别是，我们提出了新的从头计算，以评估重元素（C，Ca，Fe，Mg和Na）在稠密的氦介质中的电离平衡，并显示我们的改进模型如何使我们能够实现更好的光谱拟合两个冷DZ星，罗斯640和LP 658-2。
2018-07-17 astro-ph.SR
Cooling Models for the Most Massive White Dwarfs
我们提出了一套超大质量白矮星模型，集中在质量以上的$1.3\,M_\odot$。考虑到这些天体的形成和组成的不确定性，我们构建了参数化的模型序列，包括单星和双白矮星合并形成通道的演化计算指导。我们证明，超过$10^9\,\rm g\,cm^{-3}$的中心密度的对象的冷却占主导地位的中微子冷却通过Urca过程中的第一个$\approx 100$百万年后形成。我们的模型表明，最近发现的超大质量白矮星ZTF J190132.9+145808.7很可能经历了这种Urca主导的冷却制度。我们还表明，高密度意味着扩散是不太可能显着改变这些对象的核心组成之前，他们结晶。
2021-06-30 astro-ph.SR
A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models. II. A DZ Star with Collision-Induced Absorption
在本系列的第一篇论文（Blouin et al. 2018）中，我们介绍了我们升级的冷白矮星大气代码。在第二篇论文中，我们使用我们的新模型分析了SDSS J080440.63+223948.6（J0804+2239），这是第一颗显示出碰撞诱导吸收（CIA）的DZ星。这个对象为我们的模型提供了一个关键的测试，因为我们的代码的以前版本无法同时适合金属吸收线和CIA。我们发现一个很好的适合光谱和光度数据，这进一步验证了我们的模型的改进的本构物理。我们还表明，金属线的存在下，允许解除高和低氢丰度之间的简并度，通常会影响适合的白矮星与CIA。最后，我们探讨了光谱未检测到的金属对DC星的光度解决方案的潜在影响。
2018-09-28 astro-ph.SR
Luminosity and cooling suppression in magnetized white dwarfs
我们研究了高磁化白矮星的发光和冷却，其中冷却是通过光子的扩散发生的。通过求解静磁平衡方程和光子扩散方程，得到了这些白矮星表面层的温度和密度分布。随着场强的增加，简并核的体积收缩，同时核的温度也增加。对于一个给定的白矮星年龄和一个固定的界面半径或温度，光度显着减少从$\sim 10^{-6}\, L_{\odot}$到$10^{-9}\, L_{\odot}$作为场强度增加从$\sim 10^9$到$10^{12}\,$ G在表面层。这是值得注意的，因为它认为磁化的白矮星实际上可以隐藏在观察到的H-R图中。我们还发现，这些高磁化白矮星的冷却速率被抑制显着。
2018-10-17 astro-ph.SR
Outer boundary conditions for evolving cool white dwarfs
白矮星的演化本质上是一个重力热冷却过程，对于冷的白矮星，它敏感地依赖于外边界条件的处理。我们提供了详细的外边界条件，适用于计算的演变冷白矮星采用详细的非灰色模型大气纯H成分。我们还探讨了冷白矮星大气中能量传递的不同假设对白矮星冷却时间的影响。详细的非灰色模型大气计算考虑到非理想效应的气体状态方程和化学平衡，碰撞诱导的吸收分子，和莱曼α准分子不透明度。我们的研究结果表明，使用详细的外边界条件变得相关的有效温度低于5800和6100 K的序列与0.60和0.90 M_sun，分别。详细的大气模型预测的年龄是约10%，在log L/L_sun=-4时，与使用类似爱丁顿近似在tau_Ross=2/3时得出的年龄相比，短。我们还分析了各种假设和物理过程的影响，相关的计算外边界条件。特别地，我们发现Ly_alpha红翼吸收对白矮星的演化没有实质性的影响。当T_eff <6000 K时，白矮星的冷却时间尺度对表面边界条件很敏感。有趣的是，在可观测的光度下，非灰色效应对这些冷却时间几乎没有影响。事实上，碰撞引起的吸收过程，这显着影响光谱和颜色的老白矮星与富氢的气氛，没有显着的影响，在其冷却速率，除了整个罗斯兰平均不透明度。
2012-09-11 astro-ph.SR
Axion cooling of white dwarfs
白矮星的演化是一个简单的重力热过程。这个过程可以用两种方法来检验，通过这些恒星的光度函数和通过这些可变恒星脉动周期的长期变化。在这里，我们展示了如何使用白矮星光度函数来约束轴子的质量。
2013-04-29 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
EPIC 228782059: Asteroseismology of what could be the coolest pulsating helium-atmosphere white dwarf (DBV) known?
本文分析了一颗新的脉动氦-大气白矮星EPIC~228782059，它是由55.1天的{ \em K2}测光发现的。长持续时间，高质量的光变曲线揭示了11个独立的偶极和四极模式，从中我们得到了旋转周期为$34.1 \pm 0.4$ ~hr的恒星。最优模型是从一系列使用白矮星演化代码构造的网格中获得的，该代码返回$M_{*} = 0.685 \pm 0.003 M_{\odot}$，$T_{\rm{eff}}= 21{,}910 \pm 23$ \，K和$\log g = 8.14 \pm0.01$ \，dex。这些值与Koester \& Kepler（$20{,}860 \pm 160$ \，K和$7.94 \pm0.03$ \，dex）从光谱学中得出的值相当。如果这些数值能被其他独立工作所证实或更好地约束，EPIC~228782059将成为已知最冷的脉动DB白矮星之一，这将有助于检验对流的不同物理处理，并进一步研究DB白矮星的理论不稳定带。
2021-08-31 astro-ph.SR
Cool dwarfs in wide multiple systems. Paper 6: A curious quintuple system of a compact Sun-like triple and a close pair of an M dwarf and a very cool white dwarf at a wide separation
WDS 16329+0315是一个位于厚银盘中的古老的五重星系，由一个近距离分辨的太阳金属丰度的三重恒星HD 149162和一个非常宽的共同自行的次级恒星对组成，次级恒星对由中M矮星G-17-23和白矮星LSPM J1633+ 0311 S组成。我们提出了一个详尽的天体测量和测光数据汇编的系统，包括盖亚DR 2天体松弛和自行，和第一次分析的性质最微弱的组成部分。LSPM J1633+ 0311 S（HD 149162 C）是一颗非常冷的白矮星，有效温度只有5500 K，接近理论模型网格中最冷的一端。
2018-08-17 astro-ph.SR
Evidence of enhanced magnetism in cool, polluted white dwarfs
我们报告了在Luyten高自行恒星巡天中发现的一颗新的、受污染的磁性白矮星。NLTT 7547的高色散谱揭示了在冷（~5 200 K）氢主导的大气中复杂的重元素线谱，显示了163 kG的表面平均场的影响，与240 kG中心偶极子一致，尽管实际的场结构仍然不确定。丰度模式显示了具有明显富镁味道的增生物质的影响。结合早期的发现，这一发现支持了冷白矮星的磁性发生率与它们被重元素污染之间的相关性。
2018-11-08 astro-ph.SR
New full evolutionary sequences of H and He atmosphere massive white dwarf stars using MESA
我们探讨了富氢和缺氢白矮星与质量之间的演化1.012和1.307 Msun，和初始金属丰度Z=0.02。这些序列是质量在8.8到11.8 Msun之间的主序星的结果。模拟是用MESA进行的，从零年龄主序列开始，经过热脉冲和质量损失阶段，结束于白矮星冷却序列。我们提出了可靠的化学配置文件考虑的整个质量范围内，涵盖不同的预期的中心组成，即C/O，O/Ne和Ne/O/Mg，其与恒星质量的依赖。此外，我们提出了详细的化学配置文件的混合C/O-O/Ne核心白矮星，发现在1.024和1.15 Msun之间的质量范围。我们提出的初始到最终的质量关系，质量半径关系，并考虑到大气和核心成分的影响冷却时间。
2018-09-25 astro-ph.SR
A Detailed Model Atmosphere Analysis of Hot White Dwarfs in DESI DR1
University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究DESI DR1中热白矮星的模型大气分析，发现光度与光谱质量的系统偏移问题，并探讨白矮星在不同温度下的光谱演变。
2026-02-06 astro-ph.SR
A Detailed Model Atmosphere Analysis of Cool White Dwarfs in DESI DR1
University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）
分析DESI DR1中25,642颗冷白矮星，发现冷DA星的光度与光谱质量一致，磁场DA星不限于结晶序列，DC/DZ星中H/He丰度比随温度降低而增加，并约束了He大气白矮星比例随温度的变化。
2026-06-25 astro-ph.SR
The Pulsating Helium-Atmosphere White Dwarfs I: New DBVs from the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个专门的搜索新的脉动氦大气（DBV）白矮星从斯隆数字巡天使用麦当劳2.1米奥托斯特鲁夫望远镜。我们总共观测到55颗DB和DBA白矮星，光谱温度在19，000到35，000 K之间。我们发现了19个新的DBV，并对其余36个对象的可变性设置上限。结合以前已知的DBV，我们使用这些对象来提供DB不稳定带的经验范围的更新。通过我们的新DBV样本，红色边缘得到了更好的约束，因为我们几乎将已知的DBV数量增加了一倍，介于20，000和24，000 K之间。我们没有发现任何新的DBV比PG 0112+104更热，目前最热的DBV在$T_{\mathrm{eff}}\,{\approx}$ 31，000 K，但确实发现了四个DBV的脉动，温度在27，000和30，000 K之间，改善了对定义不明确的蓝边的经验约束。我们研究了所有目前已知的DBV的系综脉动特性，发现加权平均周期和总脉动功率随有效温度的变化趋势与脉动氢-大气白矮星在性质上相似。
2022-01-24 astro-ph.SR
Horizontal spreading of planetary debris accreted by white dwarfs
大气层被金属污染的白矮星在演化行星系统的岩石碎片吸积的背景下得到了广泛的研究。一个悬而未决的问题是吸积的几何形状以及物质如何到达并混合在白矮星的表面层。利用三维辐射流体动力学程序CO $^5$ BOLD，我们给出了退化恒星大气中的第一输运系数，它描述了被动标量在表面平面上的对流扩散。我们耦合新推导的水平扩散系数与先前公布的垂直扩散系数提供理论约束的表面扩散的金属在白矮星。我们的三维模拟网格探测了对流白矮星的绝大多数参数空间，纯氢大气的有效温度范围为6000-18000 K，纯氦大气的有效温度范围为12000-34000 K。我们的研究结果表明，温暖的富氢气氛（DA; $\gtrsim$ 13000 K）和富氦气氛（DB，DBA; $\gtrsim$ 30000 K）是无法有效地传播的吸积金属在其表面，无论吸积的时间依赖性。这一结果可能与目前没有探测到具有碎片盘的白矮星表面丰度变化的结果不一致。对于较冷的氢和氦丰富的气氛中，我们预测在垂直扩散时间尺度内，金属在整个表面上的分布基本均匀。这通常是不到0.1%的光盘寿命估计，这是在本文中使用的过冲结果重新访问的数量。这些结果具有相关的研究的大部分组成的演变行星系统和模型的吸积盘物理。
2021-02-18 astro-ph.SR
The first polluted white dwarf from Gaia DR2: the cool DAZ GaiaJ1738-0826
我们提出了第一个金属污染的单白矮星通过盖亚DR 2确定的明星。在Lick天文台对GaiaDR 2观测数据进行的初步光谱分析中，发现GaiaJ 1738 -0826具有较强的Ca~II吸收。值得注意的是，GaiaJ 1738 -0826在许多方面与第一个被证实的金属污染的氢大气层白矮星DAZ G74-7相似。
2018-06-24 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
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
A white dwarf cooling age of 8 Gyr for NGC 6791 from physical separation processes
NGC 6791是一个被充分研究的疏散星团，它离我们如此之近，以至于可以成像到非常微弱的光度。主序关闭年龄（~8 Gyr）与白矮星冷却序终止年龄（~6 Gyr）有显著差异。一种可能的解释是，当白矮星冷却时，氦燃烧的灰烬之一22 Ne沉入这些恒星的内部深处。在较低的温度下，白矮星预计会结晶，典型的白矮星核心的主要成分12 C和16 O预计会发生相分离。这一系列的事件预计会导致冷却时间的显著延迟，但迄今为止尚未得到证实。在这里，我们报告说，正如理论上预期的那样，物理分离过程发生在白矮星的核心，解决了NGC 6791的年龄差异。
2010-05-13 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of DA white dwarfs with 3D model atmospheres
基于三维模型大气，首次给出了纯氢（DA）白矮星的平均三维（3D）光谱网格。我们使用CO 5 BOLD辐射流体动力学的三维模拟，而不是混合长度理论的对流治疗。模拟覆盖了6000 < Teff（K）<15，000的有效温度范围和7 < log g < 9的表面重力范围，其中大多数具有对流大气的DA位于该范围内。我们依靠水平平均的3D结构（在恒定的Rosseland光学深度上）来计算<3D>光谱。结果表明，我们<3D>的光谱可以顺利地连接到他们的一维对应在较高和较低的Teff的3D效果是小的。提供分析功能，以便将光谱确定的一维有效温度和表面重力转换为三维大气参数。我们应用我们的改进模型，以及研究的光谱数据集从斯隆数字巡天和白矮星目录。我们确认，所谓的高对数g的问题是不存在的，当采用<3D>光谱和问题是由不准确的一维混合长度的方法。具有辐射和对流大气层的白矮星的平均质量在~0.01 Msun范围内是相同的，这与我们对恒星演化的理解更加一致。此外，3D大气参数与独立的Teff和log g值从光度和视差测量更好地一致。
2013-09-04 astro-ph.SR
Old White Dwarf Stars with Some Hydrogen -- Cooling Curves
我们目前的理论分析与\emph{some}氢，具有从$1\times10^{-11}M_{\sun}$到$1\times10^{-7}M_{\sun}$的表面氢质量的老白矮星。这类天体的演化是复杂的对流混合从表面对流区的底层氦层。在本文中，我们提供了第一个自洽的，定量的调查对流混合的主题。得到了随白矮星质量和氢含量变化的冷却曲线和化学演化曲线。这些结果将在以后的论文中应用于\citet{1997ApJS..108..339B}的非DA缺口的研究。
2010-10-16 astro-ph.SR
From the atmosphere to the circumstellar environment in cool evolved stars
我们讨论和说明的贡献，光学干涉对我们目前的理解冷演化恒星。我们包括红巨星分支（RGB）恒星，渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星（RSG）。使用从可见光到中红外波长的光学干涉测量法的研究大大增加了我们对它们的大气，扩展分子壳，尘埃形成和风的了解。这些过程和星周环境的形态对于这些恒星进一步演化为行星状星云（PNE）和核心坍缩超新星（SNE），以及物质返回到星际介质是重要的。
2015-01-23 astro-ph.SR
The Emerging Class of Double-Faced White Dwarfs
本研究通过时间分辨光谱发现并确认两颗具有不均匀大气的双面白矮星，并用氢极冠、氦带大气模型及斜向自转体模型解释其光谱变化。
2025-01-10 astro-ph.SR
Core crystallization and pile-up in the cooling sequence of evolving white dwarfs
白矮星是耗尽了核能源的恒星余烬，经过数十亿年的冷却。这些由电子简并压力支撑的恒星，其核心的密度达到每立方厘米1e7克。据预测，在白矮星冷却过程中会发生一级相变，导致核心中非简并的碳和氧离子结晶，从而释放出相当数量的潜热，使冷却过程延迟约10亿年。然而，到目前为止，还没有关于这种影响的直接观察证据。在这里，我们报告了在太阳100秒差距范围内的白矮星冷却序列中存在堆积，这是使用盖亚卫星的测光和视差数据确定的。利用模型，我们推断这种堆积是由于白矮星核心结晶时释放的潜热引起的。除了潜热的释放，我们发现强有力的证据表明，冷却是进一步减缓释放的重力能从元素沉积在结晶核心。我们的研究结果描述了强耦合库仑等离子体中结晶所释放的能量，测量的冷却延迟可能有助于提高用于确定白矮星恒星星族年龄的方法的准确性。
2019-08-01 astro-ph.SR
Granulation properties of giants, dwarfs, and white dwarfs from the CIFIST 3D model atmosphere grid
用CO5BOLD代码和部分CIFIST网格计算的巨星、矮星和白矮星的三维模型大气已被用于光谱和星震研究。与现有的平面平行1D结构不同，这些模拟预测了空间和时间分辨的紧急强度，以便可以分析颗粒化，这为对流能量转移如何在恒星中运作提供了见解。CIFIST 3D模拟的大气参数范围很广（3600 < Teff（K）<13，000和1 < log g < 9），可以比较明显不同环境中的对流过程。我们发现，相对强度对比度与光球中的马赫数和佩克莱数都相关。颗粒的水平尺寸在局部压力标度高度的3倍和10倍之间变化，该因子与流动的马赫数之间具有紧密的相关性。假设对流巨星、矮星和白矮星的马赫数和佩克莱数范围相同，我们可以得出结论，光球对流在这些天体中的作用方式非常相似。
2013-07-10 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
Convective Overshoot and Macroscopic Diffusion in Pure-Hydrogen Atmosphere White Dwarfs
我们提出了一个理论描述的宏观扩散所造成的对流过冲在纯氢DA白矮星使用三维（3D），闭底，辐射流体力学CO $^5$ BOLD模拟。我们依赖于一个新的网格的深3D白矮星模型在11400 K $\leq T_{\mathrm{eff}} \leq$ 18000 K的温度范围内，示踪粒子和示踪剂密度被用来获得宏观扩散系数驱动的对流过冲。这些扩散系数相比，从一维结构的微观扩散系数。我们发现，完全混合区域的质量很可能增加到2.5个数量级，而推断的吸积率增加了一个更温和的数量级。我们提出的证据表明，增加的沉降时间高达2个数量级是可以预期的，这是污染的白矮星的时间变化研究的意义。我们的网格还提供了最强大的约束对流不稳定性的发生在DA白矮星的有效温度范围从18000到18250 K。
2019-06-26 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres. I. Validation of the method
冷巨星和超巨星大气的特征是由对流和脉动过程产生的复杂速度场，这一点尚未完全了解。速度场影响谱线的形成，因此包含恒星大气动力学的信息。层析成像的方法允许恢复的速度场的分量的分布投影在视线上在不同的光学深度在恒星大气中。对谱线凹陷的贡献函数的计算旨在正确地识别谱线的形成深度，以便构造探测在不同光学深度处形成的谱线的数字掩模。层析成像方法应用于一维模型大气和现实的三维辐射流体动力学模拟与CO5BOLD进行，以比较它们的谱线形成深度和速度场。在1D模型大气中，每条谱线形成于有限的光学深度范围内。另一方面，在3D模拟中，主要由于温度和密度的不均匀性，线形成深度在大气中分散。对比三维合成谱与三维模拟速度的CCF剖面表明，层析成像方法正确地恢复了大气视线上速度分量的分布。
2017-12-01 astro-ph.SR
An Empirical Measure of the Rate of White Dwarf Cooling in 47 Tucanae
我们提出了一个经验测定的白矮星冷却序列的球状星团47图克卡蒙。使用光谱模型，我们根据Wide Field Camera 3数据确定了887个物体的温度，并根据Advanced Camera for Surveys拍摄的数据确定了292个物体的温度。我们假设星系团中白矮星的形成速率是恒定的。恒星演化模型然后被用来确定物体离开主序的速率，这必须与物体到达我们领域的白矮星序的速率相同。其结果是根据经验得出的白矮星冷却序列的温度（$T_{eff}$）和时间（$t$）之间的关系。将该结果与理论冷却模型进行比较，我们发现在20，000K和30，000K之间以及在6，000K和20，000K之间的预期斜率基本一致，但是发现$T_{eff} \propto t^{-0.4}$向Mestel冷却速率的转变发生在更高的温度下，并且比任何这些模型预测的都要突然。
2012-09-21 astro-ph.SR
Comparison of theoretical white dwarf cooling timescales
对白矮星冷却时间的准确评估对于将银河系人口的白矮星宇宙年代学置于更坚实的基础上至关重要。考虑到下一代超大望远镜提供的更强的观测能力，这一问题尤其重要，因为这将为利用白矮星作为星系演化的探测器和基础物理学的试验台提供更多的途径。我们估计的第一次从两个独立的和广泛使用的进化代码（BaSTI和LPCODE）的白矮星模型与固定的质量和化学分层，当相同的输入物理在两个代码中获得的结果的一致性。我们考虑了0.55Msun的白矮星模型，其核心是纯碳和均匀的碳-氧（50/50质量分数）。我们已经评估了第一次的最大可能的准确性，在目前的估计白矮星冷却时间，只导致从不同的实现恒星演化方程和均匀输入物理在两个独立的恒星演化代码。当光度低于log（L/ L_{\sun}）=-1.5 $时，该精度为2%。这一协议是真实的纯碳和均匀的碳-氧分层核心模型，也当释放的潜热和碳-氧相分离被认为是。这种差异小于冷却时间的不确定性，这是由于目前白矮星化学分层的不确定性。在计算中还定量地确定和解释了改变状态方程、低温辐射不透明度和电子传导不透明度的影响。最后，我们通过提供我们的冷却序列和所需的输入物理的表格来扩展我们的工作范围，这可以用作从其他白矮星进化代码获得的冷却时间的比较测试。
2013-06-11 astro-ph.SR
Electrical conductivity of plasmas of DB white dwarf atmospheres
本文计算了非理想、稠密、部分电离氦等离子体的静态电导率，给出了等离子体温度$1\cdot 10^{4}\textrm{K} \lesssim T \lesssim 1\cdot 10^{5}\textrm{K}$和质量密度$1 \times 10^{-6} \textrm{g}/\textrm{cm}^{3} \lesssim ρ\lesssim 2 \textrm{g}/\textrm{cm}^{3}$的变化范围。对于具有有效温度$1\cdot 10^{4}\textrm{K} \lesssim T_{eff} \lesssim 3\cdot 10^{4}\textrm{K}$的DB白矮星大气，在所考虑的等离子体参数范围内计算等离子体的电导率是有意义的。采用修正的无规相位近似和半经典方法计算了稠密、部分电离等离子体的电导率。结果进行了比较与现有的实验数据，包括与致密等离子体区域的结果。尽管实验数据的准确性不高，但与实验数据的一致性表明本文的结果是正确的。
2012-08-13 astro-ph.SR
Outbursts in two new cool pulsating DA white dwarfs
开普勒观测所提供的前所未有的覆盖范围最近揭示了两颗氢大气脉动白矮星（DAVs）的爆发，导致数小时的总平均通量增加高达14%。我们已经在K2中发现了两颗新的爆发脉动白矮星，使已知爆发白矮星的总数达到四颗。EPIC 211629697，T_eff = 10，780 +/- 140 K，log（g）= 7.94 +/- 0.08，显示爆发平均每5.0天重复一次，使总通量增加高达15%。EPIC 229227292，T_eff = 11，190 +/- 170 K，log（g）= 8.02 +/- 0.05，大约每2.4天发生一次爆发，振幅高达9%。我们确定，只有最冷的脉动白矮星在一个小的温度范围内靠近凉爽，红色边缘的DAV不稳定带表现出这些爆发。
2016-07-05 astro-ph.SR
SDSS J000555.90-100213.5: a hot, magnetic carbon-atmosphere WD rotating with a 2.1 day period
令人惊讶的是，大部分（70%）的热，碳占主导地位的大气（DQ）的白矮星是磁性和/或光度变化的短时间尺度上到1000秒。然而，在这里，我们表明，热DQ磁白矮星SDSS J000555.90-100213.5在较长的时间尺度上的光度变化为11%，周期为2.110 +/- 0.045天。我们没有发现目标在短时间尺度上以<+/-0.5%的幅度波动的证据。短周期热DQ白矮星被解释为非径向变率，但在SDSS J 0005 -1002的情况下，变率更可能是由于磁热DQ白矮星旋转造成的。我们建议，一些热DQ白矮星，在短时间尺度上变化，应该更仔细地检查，以确定是否是由于旋转，而不是脉动的变化。应监测所有热DQ的长周期调制，作为旋转和磁性的指标。
2013-05-09 astro-ph.SR
Cool White Dwarfs Found in the UKIRT Infrared Deep Sky Survey
本文介绍了英国红外深空巡天（UKIDSS）大面积巡天（LAS）中寻找冷白矮星的结果。UKIDSS LAS测光与斯隆数字巡天（SDSS）配对，通过中性光学颜色和蓝色近红外颜色以及微弱的约化自行星等来识别冷的富氢白矮星候选者。双子座天文台获得的光谱显示，大多数候选者都是新发现的冷简并体，还有少量的G-到K-型（次）矮星污染物。我们最初在280度2的天空中搜索，发现了7颗新的白矮星，有效温度T_eff ~ 6000 K。目前在1400度2的天空中已经产生了13颗新的白矮星。测光模型拟合表明，新发现的白矮星中有7颗的温度为4120 K <= T_eff <= 4480 K，冷却年龄在7.3 Gyr ~ 8.7 Gyr之间，速度为40 km/s <= v_tan <= 85 km/s，可能是10-11 Gyr的厚盘天体。另一半样品的温度为4610 K <= T_eff <= 5260 K，冷却年龄在4.3 Gyr和6.9 Gyr之间，60 km/s <= v_tan <= 100 km/s。它们要么是速度异常高的薄盘残骸，要么是厚盘或晕状晚期F星或G星的低质量残骸。
2011-04-20 astro-ph.SR
Catalog of magnetic white dwarfs with hydrogen dominated atmospheres
白矮星是极好的研究实验室，因为它们达到了地球上无法达到的温度、压力和磁场。为了更好地了解这三个物理参数如何相互作用以及与其他恒星特征的相互作用，我们确定了总共804颗富氢白矮星的磁场强度，其中287颗不在文献中。我们用斯隆数字巡天观测到的光谱拟合了大气模型，该模型考虑了恒星盘中每一点的磁场引起的塞曼效应。比较磁性和非磁性WD，文献已经表明磁性WD的平均质量高于非磁性WD。除此之外，磁场在较冷的WD中比在较热的WD中更常见。与此一致，我们发现那些具有较高磁场强度的物质往往具有较高的质量和较低的温度，模型表明结晶过程已经开始。这加强了一个假设，即磁场是在白矮星冷却过程中产生和/或放大的。我们的样本构成了迄今为止数量最多的具有确定磁场的白矮星。
2023-01-21 astro-ph.SR
