Tidally Distorted Exoplanets: Density Corrections for Short-Period Hot-Jupiters based solely on Observable Parameters
短周期热中子星与其母星的接近意味着它们会受到极端的潮汐力的影响。这对它们的结构有着深远的影响，因此，假设行星是球形的密度测量可能是不正确的。我们模拟了34个已知的短周期热彗星的潮汐畸变表面，假设行星的引力等势面不变，并且仅根据系外行星系统的观测参数计算了由此产生的密度。将这些结果与假设行星是球形的密度值进行比较，发现对于周期很短（通常小于两天）的行星，测量的密度有明显的变化。对于最短周期的系统之一，WASP-19 b，我们确定从球形的情况下，体积密度减少12%，对于本研究中的大多数系统，该值在1- 5%的范围内。另一方面，我们也发现的情况下，失真是可以忽略不计的（相对于行星参数的测量误差），即使在一些非常短的周期系统的情况下，取决于质量比和行星半径。对于需要明显巨大核心质量的高密度气体行星，由于潮汐变形的密度修正对于最短周期系统可能变得重要。
2014-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Retarded Stellar Dynamo in Tidally Deformed M Dwarfs
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Chongqing University（重庆大学）
研究潮汐变形M矮星中恒星周期与自转周期的关系，发现反相关性，揭示非球形几何对发电机行为的影响。
2026-02-25 astro-ph.SR
Transient outburst events from tidally disrupted asteroids near white dwarfs
讨论了从白矮星附近小行星的潮汐破坏过程中观测到吸积盘瞬时形成事件的可能性。这种情况通常被认为是对WD周围尘埃盘的解释。我们发现，最初的形成阶段持续约一个月的时间和材料，结束在一个接近的轨道附近的WD形成一个气体盘，而不是一个尘埃盘。这种气体吸积盘的质量和大小与静止时的矮新星（DNe）非常相似。事件的最大热光度估计为0.001-0.1Lsun。基于与DNe的相似性，我们预计在从可见光到X射线的波长范围内将观察到这里讨论的瞬态爆发事件，并通过目前和未来的调查进行检测。
2012-08-08 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
The Discovery of the Most Metal-Rich White Dwarf: Composition of a Tidally Disrupted Extrasolar Dwarf Planet
冷的白矮星通常被发现有一个几乎纯氢或氦的外层大气。然而，一小部分有重元素的痕迹，这必须来自外部物质的吸积，最有可能是星周物质。在检查了数千个斯隆数字巡天光谱后，我们发现氦-大气层白矮星SDSS J073842.56+183509.6显示了此类恒星最外层最严重的金属污染。在这里，我们提出了一个定量分析，这令人兴奋的明星相结合的高S/N后续光谱和光度观测模型的大气和演化模型。我们确定目标恒星的整体结构特性，以及其大气中最重要的污染物的丰度，即，H、O、Na、Mg、Si、Ca和Fe。这些元素的相对丰度意味着吸积物质的来源具有类似于块状地球的成分。我们还报告了一个拱星盘的签名，通过一个大的红外过量JHK测光。结合我们对吸积物质质量的推断估计，这强烈表明我们正在目睹一个像谷神星一样大的潮汐破坏的太阳系外天体的遗骸。
2010-06-18 astro-ph.SR
Atmospheric circulation of tidally locked gas giants with increasing rotation and implications for white-dwarf-brown-dwarf systems
潮汐锁定的气体巨星通常在几天的轨道上运行，这意味着旋转在大气环流中的作用不大。然而，存在着一类气体巨星，高度辐射的物体-棕矮星在极紧的轨道上绕着白矮星运行-它们的轨道和旋转周期短至1-2小时。已经获得了这类天体的相位曲线和其他观测结果，提出了关于行星自转速率增加在控制环流中的作用的基本问题。到目前为止，大多数模拟研究都研究了超过一天的旋转周期，适合于典型的热彗星。在这里，我们调查的大气环流潮汐锁定大气减少旋转周期下降到2.5小时。随着自转周期的减小，赤道东向急流的宽度减小，这与赤道形变半径减小导致赤道波导变窄的现象相一致。赤道热点偏移量的东移相应减小，离赤道西移的热点区变得越来越明显。在高纬度地区，风变得更弱，更旋转主导。由于自转的影响，昼夜温差变大。我们的模拟大气表现出可变性，可能是由不稳定性和波的相互作用引起的。与典型的热木星模型不同，快速旋转模型的热相位曲线显示出峰值通量与二次日食的接近对齐。这一结果有助于解释为什么许多环绕白矮星的褐矮星与热矮星不同，它们的红外通量峰值与二次食一致。我们的研究结果对于理解快速旋转的潮汐锁定大气层具有重要意义。
2020-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Orbital relaxation and excitation of planets tidally interacting with white dwarfs
白矮星行星系的观测证据主要是通过吸积金属，碎片盘和轨道微行星的外小行星的遗骸。然而，这些系统中的系外行星作为扰动因子发挥着至关重要的作用，并且它们本身可以在接近白矮星洛希半径的地方受到扰动。在这里，我们说明了一个程序计算之间的潮汐相互作用的白矮星和近球形固体行星。这个方法决定了行星的向内和/或向外漂移，以及行星是否会达到洛希半径并被摧毁。我们避免了常数潮汐滞后公式，而是采用Boué & Efroimsky（2019）的自洽长期达尔文-考拉展开式，其特征在于对质量函数的任意频率依赖性。我们采用广泛的动态粘度和旋转速率的行星，以跨越许多可能的结果，并提供了一个基础，为未来的研究个别系统与已知或假设的流变学。我们发现：（i）大质量的超级地球比小行星更容易被摧毁（例如绕WD 1145+017和SDSS J1228+1040运行的行星），（ii）低粘度行星比高粘度行星更容易被摧毁，（iii）生存和毁灭之间的边界可能是分形和混乱的。
2019-04-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidally-Induced Apsidal Precession in Double White Dwarfs: a new mass measurement tool with LISA
银河系相互作用的双白矮星（DWD）是GW探测器LISA的引力波（GW）源，预计在任务的整个生命周期内将探测到超过10^4个双星。这个人口的一部分，预计是偏心的，在这里，我们调查的潜在约束白矮星（WD）的属性，通过拱点岁差在这些双星。我们分析的潮汐，旋转，和广义相对论的贡献，拱点岁差通过使用详细的他WD模型，在整个冷却阶段的恒星内部的演变。与以前的研究一致的零温度WD，我们发现，在偏心DWDs的拱点进动可以导致一个可检测到的转变时，发出的GW信号与冷（旧）组件被认为是二进制文件。对于热（年轻）WD，该偏移显著增加。我们发现，在热（冷）DWDs的拱点运动是占主导地位的潮汐轨道频率以上~10^{-4}Hz（10^{-3}$Hz）。如果忽略潮汐分量而分析这些辐射源的拱点进动，将导致质量测定的极端偏差，并可能导致我们将WD误认为中子星或黑洞。我们使用详细的WD模型表明，对于较老的，冷WD，有一个独特的关系，联系半径和拱点岁差常数WD群众，因此允许潮汐被用作一种工具来约束源群众。
2011-10-21 astro-ph.SR
Tidally Trapped Pulsations in Binary Stars
最近发现了一类新的脉动双星，它们的脉动幅度受到轨道相位的强烈调制。恒星在近距离双星潮汐扭曲，所以我们研究如何恒星的潮汐引起的非球面性影响其振荡模式的频率和本征函数。我们通过潮汐模式耦合解释了脉动幅度调制，使得脉动有效地局限于恒星的某些区域，例如，潮汐极或潮汐赤道。除了严格的数学形式主义计算这种耦合，我们提供了一个更直观的半解析描述的过程。我们讨论三个结果的影响：1。潮汐线形，即，振荡模式围绕潮汐轴而不是旋转轴对齐; 2.潮汐捕获，例如，潮汐极或潮汐赤道附近的振荡的局限; 3.潮汐放大，即，潮汐极附近的通量扰动增加，声学模式可以传播到更靠近恒星表面的地方。总之，这些现象可以解释最近发现的一类“潮汐倾斜振荡器”的脉动幅度和相位调制。“我们将我们的理论与三个潮汐倾斜的反射器HD 74423，CO Cam和TIC 63328020进行比较，发现关于潮汐轴对称的潮汐捕获模式可以在很大程度上解释前两个，而非轴对称的潮汐对齐模式存在于后者中。最后，我们讨论了理论的影响和局限性，我们作出了预测，许多新的潮汐倾斜磁共振可能会被发现在不久的将来。
2020-08-06 astro-ph.SR
Constraints on the Lifetimes of Disks Resulting from Tidally Destroyed Rocky Planetary Bodies
斯皮策IRAC对15颗金属污染的白矮星的观测揭示了HE 0110-5630、GD 61和HE 1349-2305光谱能量分布中的红外过量。这三颗恒星都有以氦为主的大气层，它们的红外辐射与（小）行星体潮汐破坏产生的温暖尘埃一致。这项研究使IRAC调查的金属污染，氦和氢大气白矮星的数量分别达到53和38。它也几乎是斯皮策发现的有近轨道尘埃的金属污染的富氦白矮星数量的两倍。从这两种具有星周尘埃的大气类型的统计数据中，我们得出了典型的圆盘寿命log[ t_{disk}（年）] = 5.6+-1.1（3*10^4 - 5*10^6年）。这是假设在尘埃存在的时间尺度上有一个相对恒定的吸积速率，这是不确定的。我们发现，由斯皮策探测到的具有红外过量的高度金属污染的富氦白矮星的比例仅为23%，而金属污染的富氢白矮星的比例为48%，并且我们从这种差异得出结论，尘埃盘的典型寿命比富氦白矮星的扩散时间尺度要短。我们还发现了证据，以更高的时间平均吸积率到富氦恒星的瞬时吸积率到富氢恒星相比，这是一个迹象，我们的图片演变的恒星-行星系相互作用是不完整的。我们讨论了一些推测性的情况下，可以解释的意见。
2012-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion of tidally disrupted asteroids onto white dwarfs: direct accretion versus disk processing
在不同冷却年龄的超过四分之一的白矮星（WD）中观察到大气重元素，这表明小行星物质正在不断吸积，而只有百分之几的WD拥有尘埃盘，并且所有这些WD都在吸积金属。在这里，假设一个碎石堆小行星是分散在WD的洛希瓣内的行星，我们研究其潮汐破坏和长期演变的碎片。我们发现，在经过几次离心通道后，小行星被撕碎成其组成颗粒，形成一个扁平的薄环。在百万年的时间尺度上，百分之几十的粒子被散射到WD上，因此直接吸积而不首先通过一个圆形的近盘。碎片相互碰撞对于共面碎片是最有效的，因此只有在行星破坏轨道共面性之前的$10^3-10^4$年才是重要的。我们表明，对于一个碎石堆小行星的组成粒子的大小频率分布的近地天体，它必须大致至少10公里的半径，使足够的碎片产生和$\ge10\%$的质量是失去了相互碰撞。在几十公里/秒的相对速度下，这种碰撞将潮汐碎片磨成越来越小的尘埃颗粒。WD辐射力可能使这些颗粒的轨道收缩，形成尘埃盘。一颗整体小行星的潮汐破裂会产生公里大小的大碎片，只有$\ge100$ km的母体才能产生足够的碎片，使相互碰撞变得重要。因此，这些大的小行星在被吸积之前会经历一个盘状阶段。
2021-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidally Trapped Pulsations in a close binary star system discovered by TESS
长期以来，人们一直怀疑近距离双星中的潮汐力可以改变组成恒星的脉动轴的方向。人们一直在寻找这样的恒星，但直到现在还没有发现。在这里，我们报告发现潮汐捕获的脉动椭球变量HD 74423 TESS空间测光数据。该系统包含一个在1.6维轨道上的盾牌座δ振荡器，其脉动模式振幅在轨道频率上受到强烈调制，这可以解释为脉动在恒星的一个半球上具有更大的振幅。我们解释这是一个倾斜的脉动扭曲偶极振荡与脉动轴与潮汐轴对齐。这是第一次发现沿潮汐轴的斜向脉动。目前还不清楚脉动是被困在朝向伴星的半球还是背向伴星的半球，但未来的光谱测量可以提供解决方案。与此同时，单侧脉冲发生器HD 74423作为一类新的斜脉动恒星的原型脱颖而出，在这类恒星中可以研究恒星脉动和潮汐畸变的相互作用。
2020-03-09 astro-ph.SR
Tidally excited oscillations in hot white dwarfs
本文研究了在$T$ =26 kK和$T$ =10 kK范围内的各种氦白矮星（WD）模型中，由动力学潮汐引起的WD的通量变化。在线性阶，我们发现动力潮可以显着扰动观测通量在热WD。如果温度为$T\gtrsim14$ kK，则当轨道周期为$P_{\rm orb}\simeq 20-60\,{\rm min}$时，动力潮汐可能引起通量的分数变化>1%。由于动力潮汐引起的通量调制与由于平衡潮汐引起的通量调制之间的比率（即，椭圆体变异性）随着WD半径的减小而增加，并且如果WD具有半径$R\lesssim0.03 R_\odot$，则它可能超过O（10）。与与轨道运动同相的椭球变率不同，动力潮汐引起的脉动可能有很大的相移。另一方面，具有$T\lesssim 10$ kK的冷WD不太可能由于动力潮汐而显示出可观察到的脉动。在较短的轨道周期，动力潮汐可能会变得高度非线性。我们通过将波处理为单向行波来近似这种状态，并且发现通量变化通常减小到0.1%-1%，并且过量相位可能是90度（尽管具有很大的不确定性）。即使在行波极限下，动力潮汐引起的通量扰动仍然可能超过带有$R\lesssim0.02 R_\odot$的紧凑型WD的椭圆体变率。我们进一步估计的非线性通量扰动振荡的四倍的轨道频率占主导地位的自耦合父g模式驱动低阶子p模式。对于具有$T\gtrsim26$ kK和1%线性通量变化的非常热的WD模型，…
2020-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidally enhanced stellar wind: a way to make the symbiotic channel to Type Ia supernova viable
在Ia型超新星（SNe Ia）的单简并共生（或WD+RG）通道中，爆炸发生在恒星形成后相对较长的时间。如果没有某种机制来提高白矮星的吸积速率，这个通道的诞生率将太低，无法解释所有观测到的Ia超新星。潮汐增强的恒星风，这种类型的恒星风被假定用来解释与双星系统中巨星演化有关的许多现象，可以做到这一点。与质量剥离相比，该模型将超新星Ia祖细胞的空间扩展到更长的轨道周期，从而将共生通道的出生率提高到约$0.0069\,{\rm yr^{-1}}$。两个共生星，T CrB和RS Oph，被认为是最有可能的祖先SNe Ia通过共生通道，是很好的周期内-同伴质量空间预测我们的模型。
2011-06-07 astro-ph.SR
Tidally Trapped Two-pole Pulsations Discovered in a Close Binary with a Massive $β$ Cephei Star
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院）
研究发现一颗质量较大的β型造父变星中存在潮汐束缚的双极脉动，拓展了TTPs的类别，为研究恒星内部结构和潮汐作用提供了新视角。
2025-12-30 astro-ph.SR
The Drop during Less than 300 days of a Dusty White Dwarf's Infrared Luminosity
我们报告了对WD J 0959 -0200的斯皮策/IRAC测光，WD J 0959 -0200是一颗白矮星，它显示出来自盘的过量红外辐射，可能是由潮汐破坏的星子产生的。我们发现，在2010年，在3.6 $μ$ m和4.5 $μ$ m的通量减少约35%，在不到300天。红外光度的下降可能是由于两种情况之一的内盘半径的增加：（i）最近的小行星撞击;（ii）星周盘的不稳定性。目前的情况是诱人的;高灵敏度，高节奏的红外研究将是一个新的工具，研究磁盘和它的主机白矮星之间的相互作用。
2014-08-07 astro-ph.SR
Novel Atmospheric Dynamics Shape Inner Edge of Habitable Zone Around White Dwarfs
本研究利用ExoCAM GCM发现白矮星宜居带内超短周期行星呈现独特的“蝙蝠自转”大气环流，增加云量并减少平流层水汽，使宜居带扩大约50%，有助于JWST未来观测。
2024-06-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Circumstellar Disks at White Dwarfs: Observations
通过对白矮星星周尘埃的观测，以及随之而来的大气污染，目前描绘的图景是一个幸存的行星系统。本章详细叙述了单颗白矮星尘埃盘的发现和经验表征，包括截至2011年初的所有观测数据。观测的磁盘本身和恒星光球内的吸积重元素是一致的潮汐破坏小行星类似物。观测到的化学物质支持在主序星内部区域凝聚的物体，迄今为止，这些物体在构造上与类地行星及其组成部分相似。
2012-11-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Tides in Compact White Dwarf Binaries: Helium Core White Dwarfs, Tidal Heating, and Observational Signatures
在致密的白矮星（WD）双星系统中，潮汐耗散对WD在质量转移或合并之前的物理条件（如表面温度和自转速率）有重要影响。在这些系统中，占主导地位的潮汐效应涉及重力波的激发和它们在恒星外壳中的耗散。计算了低质量（0.3 M_ \odot）氦核（He）WDs中潮汐激发的重力波振幅随潮汐强迫频率ω的变化。与前一篇论文中研究的碳氧（CO）WDs一样，我们发现无量纲潮汐力矩F（ω）（与有效潮汐品质因数成反比）对ω有不稳定的依赖关系。平均而言，F（ω）的尺度近似为ω^6，He WD的F（ω）比CO WD的F（ω）小几个数量级。我们发现，潮汐扭矩可以开始同步WD旋转时，轨道周期小于约一个小时，虽然几乎恒定的旋转保持即使在小周期。我们研究潮汐激发的重力波在临界层经历非线性断裂或共振吸收，使我们能够估计WD包络中潮汐加热的位置和大小。然后，我们将潮汐加热的MESA恒星演化代码，计算的物理条件的WD作为轨道周期的函数为不同的WD模型。我们发现，潮汐加热作出了显着的贡献，WD光度短周期（~10分钟）的系统，如SDSS J 0651 +2844。我们还发现，对于包含氢包层的WD，潮汐加热可以触发失控的氢壳燃烧，导致质量传递开始之前的新星事件。
2012-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radius constraints from high-speed photometry of 20 low-mass white dwarf binaries
我们对20个已知的最短周期的分离白矮星双星进行了高速测光，发现了具有食、椭球变化（由于可见白矮星的潮汐变形）和多普勒光束的系统。所有的双星都包含低质量的白矮星，轨道周期小于4 hr. Our观测识别的前八个潮汐扭曲的白矮星，其中四个是第一次在这里报告，我们使用的经验约束的质量-半径关系的极低质量（<0.30 Msun）的白矮星。我们还检测到多普勒波束在这些双星，这证实了高振幅的径向速度变化。所有这些系统都是强大的引力辐射源，对那些显示椭球变化的系统进行长期监测，可以用来探测由于轨道衰变而引起的潮汐隆起的自旋。
2014-07-14 astro-ph.SR
Photometric variability of candidate white dwarf binary systems from Palomar Transient Factory archival data
我们提出了一个样本的59个周期变量从帕洛玛瞬态工厂，从公布的目录中选择的白矮星（WD）的候选人。的变化可能是由于椭球变化的潮汐扭曲的同伴引起的重力的主要（WD或热亚矮星）或反射热发射的较冷的同伴。我们搜索了11311光谱或光度选择WD候选人从三个热星/WD目录，使用Lomb-Scargle周期图挑选出有前途的来源。我们目前的候选人，其中45个以前没有被确定为周期性变量的周期估计，并发现，大多数有一个周期短于几天。此外，我们讨论了我们的样本中的食系统，并提出了选定的源的光谱数据。
2016-07-03 astro-ph.SR
A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models Using Ab Initio Calculations
由于它们的光球密度很高，冷的富氦白矮星（特别是DZ、DQpec和ultracool）通常很难被现有的大气模型描述。作为我们正在进行的努力，设计适合所有冷白矮星的大气模型的一部分，我们调查的重元素的电离比和H $_2$-He碰撞诱导吸收（CIA）光谱下流体样密度的改变。对于在冷富氦白矮星光球层遇到的条件，我们的从头计算表明，大多数金属的电离被抑制和H $_2$-He CIA光谱显着扭曲的密度高于0.1 g/cm $^3$。
2016-10-04 astro-ph.SR
Formation of eccentric gas discs from sublimating or partially disrupted asteroids orbiting white dwarfs
在白矮星周围的21个已知的气体碎片盘中，其中很大一部分显示出可以用气体偏心分布来很好地描述的观测特征。在没有嵌入物体或附加力的情况下，这些圆盘不应该长时间保持偏心，而是应该由于粘性扩散而成圆形。我们从这些恒星观察到的金属污染和红外线过量与潮汐破坏的亚恒星体的存在是一致的。我们证明，使用平滑粒子流体动力学，升华或部分破坏行星的偏心轨道上围绕一个白矮星将形成并保持一个气体盘的偏心率在0.1以内，低于，轨道上的身体。我们还证明了在白矮星SDSS J1228+1040周围观察到的偏心气体盘可以用同样的假设来解释。
2021-05-03 astro-ph.EP 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
Constraining Low-Mass White Dwarf Binaries from Ellipsoidal Variations
恒星在紧密双星中被潮汐相互作用拉伸，并且它们投影面积的变化会在每个轨道上引入两次光度变化。Hermes等人（2014，ApJ，792，39）利用这些椭球变化的测量来限制八个单线光谱双星中低质量白矮星的半径。我们完善这种方法在这里，使用蒙特卡罗模拟，以改善许多轨道和恒星的性质，表现出椭球变化的二元系统的约束。我们详细分析了最近发现的潮汐畸变白矮星双星系统SDSS J1054-2121，并重新访问了Hermes等人。在某些情况下的意见，椭球变化模型和盖亚半径约束之间的分歧表明，外在的错误是存在的，可能是在表面重力通过模型大气适合恒星光谱。
2018-09-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Infrared Signatures of Disrupted Minor Planets at White Dwarfs
本文介绍了斯皮策空间天文台IRAC和MIPS对20颗T <20，000 K的白矮星和金属污染光球的测光观测结果。GD 16和PG 1457-086可能都探测到了温暖的拱星盘，而其余的目标则没有显示出典型的中红外过量尘埃盘，包括一些严重污染的恒星。扩展先前的研究，超过50%的单颗白矮星的金属吸积率dM/dt > 3e 8 g/s，显示出轨道尘埃的温暖红外线过剩;这可能是潮汐摧毁小行星的结果。这个基准吸积率介于太阳系黄道带云的尘埃产生率1 e6 g/s和主序星A型星碎片盘的1 e10 g/s之间。据估计，在所有冷却年龄小于0.5 Gyr的单颗白矮星中，有1%到3%拥有星周尘埃，这意味着潜在的小行星群。
2009-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The formation of long-period eccentric binaries with a helium white dwarf
最近发现的长周期偏心双星托管He-WD或sdB星一直挑战双星模型。基于精确测定的恒星和轨道参数的IP Eri，一个K 0 + He-WD系统，我们提出了一个进化的路径，能够解释这个系统的观测特性，特别是，占其高偏心率（0.25）。我们的方案调用了增强风的质量损失的第一红巨星分支（RGB），以避免质量转移的罗氏瓣溢出，潮汐系统循环的轨道。我们探讨了如何演变的轨道参数依赖于初始条件，并表明，偏心率可以保持，甚至增加，如果初始分离是足够大的。K 0巨星的低自旋速度意味着来自（潮汐增强的）RGB风的角动量的吸积应该不是有效的。
2014-05-05 astro-ph.SR
Formation of planetary debris discs around white dwarfs II: Shrinking extremely eccentric collisionless rings
数十个致密碎片盘的形成通道仍然未知，这些碎片盘以一个太阳半径的距离围绕白矮星（WD）运行。在巨分支恒星阶段幸存下来的小行星超过几个天文单位被认为是动态地推向WD，并在其罗氏半径内被潮汐破坏，产生极偏心（e>0.98）环。在这里，我们建立WD辐射压缩和circularizes的轨道的超微米到厘米大小的环成分完全在WD的罗氏半径。我们推导出一个封闭的代数公式，以及近似的WD冷却年龄，恒星的物理性质和环粒子的物理和轨道特性的函数的收缩时间。收缩的时间尺度增加与颗粒尺寸和冷却年龄，产生年龄相关的WD碎片盘尺寸分布。
2015-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spitzer Surveys of Infrared Excesses of White Dwarfs
白矮星（WD）的红外光谱可以用来诊断低质量伴星、行星和星周尘埃的存在。使用不同的波长和WD温度组合，可以测量不同径向距离的星周尘埃。斯皮策太空望远镜一直被用来寻找红外线过量的白矮星。发现了两种类型的星周尘埃盘：（1）T_eff <20，000 K的冷尘埃盘周围的小尘埃盘和（1）T_eff > 100，000 K的热尘埃盘周围的大尘埃盘。小尘埃盘在洛希极限内，通常被认为是来自潮汐破碎的小行星。大的尘埃盘，在几十个天文单位的中央WD，已被认为是由柯伊伯带类天体之间的碰撞增加产生。在本文中，我们讨论了斯皮策IRAC调查的小尘埃盘周围的冷WD，MIPS调查的大尘埃盘周围的热WD，和档案斯皮策调查的IR过剩的WD。
2010-12-07 astro-ph.SR
On the point mass approximation to calculate the gravitational wave signal from white dwarf binaries
银河系中的双白矮星双星主宰着引力波天空，可以被像LISA这样的仪器探测到。大多数研究都是在假设二元白矮星系统可以用轨道上的两个点质量来代表的情况下计算预期的引力波信号。我们讨论了这种近似对于真实天体物理系统的准确性。对于圆轨道上的非相对论双星，引力波信号可以很容易地计算出来。我们表明，对于这些系统的质点近似是完全合理的，当单个恒星是轴对称的，而不管它们的大小。我们发现，从平滑粒子流体动力学模拟潮汐变形，罗什瓣填充白矮星，包括一种情况下，吸积盘存在时，得到的信号是一致的质点近似。在现实情况下，这种差异通常在1%或更低的水平，从而在二进制的推断参数中产生小的误差。
2012-06-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Spitzer Surveys of IR Excesses of White Dwarfs
白矮星（WD）的红外光谱可以用来诊断低质量伴星、行星和星周尘埃的存在。使用不同的波长和WD温度组合，可以测量不同径向距离的星周尘埃。斯皮策太空望远镜一直被用来寻找红外线过量的白矮星。已经发现了两种类型的拱星尘埃盘：（1）Teff <20，000 K的冷WD周围的小盘，和（2）Teff > 100，000 K的热WD周围的大盘。小尘埃盘在洛希极限内，通常被认为是来自潮汐破碎的小行星。大的尘埃盘，在几十个天文单位的中央WD，已被认为是由柯伊伯带类天体之间的碰撞增加产生。在本文中，我们讨论了斯皮策IRAC调查的小尘埃盘周围的冷WD，MIPS调查的大尘埃盘周围的热WD，和档案斯皮策调查的IR过剩的WD。
2010-12-07 astro-ph.SR
The ELM Survey South. I. An Effective Search for Extremely Low Mass White Dwarfs
基于VST ATLAS和SkyMapper的测光结果，我们开始在南天寻找极低质量（$M\leq0.3M_{\odot}$，ELM）白矮星（WD）。我们使用与超高速巡天类似的颜色选择方法。一旦盖亚数据发布2可用，我们就切换到天体测量选择。我们使用以前已知的样本ELM白矮星，以证明这些对象占据了一个独特的参数空间的视差和幅度。我们使用SOAR 4.1 m望远镜对盖亚选择进行了验证，并确认了20多颗低质量白矮星，其中包括6颗周期短至2 h的ELM白矮星双星。基于盖亚的选择效率更高，使我们能够将ELM调查足迹扩展到南部天空。我们确认我们的候选者之一，J0500 $-$ 0930，成为目前已知的最亮（$G=12.6$ mag）和最近的（$d=72$ pc）ELM白矮星双星。值得注意的是，凌日系外行星勘测卫星（TESS）对该系统的全帧成像数据显示，该系统的轨道周期（$P=9.5$ h）存在低水平（$<0.1$ %）但显著的变化，可能来自相对论性光束效应。另一个系统J0642 $-$ 5605上的TESS数据揭示了由于潮汐扭曲的ELM WD引起的椭球变化。这些证明了TESS全帧图像在确认相对明亮的紧凑型物体双星的轨道周期方面的能力。
2020-04-14 astro-ph.SR
New simulations of accreting DA white dwarfs: inferring accretion rates from the surface contamination
一部分不可忽略的白矮星的大气层中存在重元素。对这种污染最被接受的解释是来自潮汐破裂的星子的物质的吸积，这些星子在恒星周围形成了一个碎片盘。我们提供了一个富氢白矮星吸积重物质的模型网格。我们扫描一个三维参数空间，包括不同的有效温度，信封的氢含量和吸积率。该网格适用于确定显示重元素存在的白矮星的吸积率。计算了吸积白矮星的全部演化过程，包括所有相关的物理过程，特别是指进（温盐）对流，这是一个在大多数以前的工作中被忽略的过程，必须考虑到获得现实的估计。吸积被视为一个连续的过程和散装地球组成的吸积材料假设。我们获得最终（固定或近固定）和可靠的丰度网格模型代表富氢白矮星不同的有效温度和氢含量，适用于各种吸积率。我们的结果提供了吸积率的估计，考虑了热盐混合，可用于对演化行星系统的进一步研究。
2021-12-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Genesis of magnetic fields in isolated white dwarfs
一个发电机机制驱动的差异旋转时，恒星合并已被提出来解释强场的存在，在某些类别的磁星。在高场磁白矮星（HFMWD）的情况下，差异旋转的位置一直被认为是不同的共同信封，合并的退化核心或吸积盘形成的潮汐破坏的同伴，随后由一个退化的核心吸积的热外部区域。我们以前已经表明，所观察到的发病率的磁性和质量分布在HFMWD是一致的假设，它们是合并双星在共同的信封演变的结果。在这里，我们计算的磁场强度所产生的共同包络相互作用的合成人口使用一个简单的处方产生的领域，并发现所观察到的磁场分布也是一致的恒星合并假说。我们使用Kolmogorov-Smirnov检验来研究计算的场强和观测的场强之间的相关性，发现对于低的包线喷射效率，这是一致的。我们还认为，巨大的气态行星坠落到白矮星上产生的磁场可能解释了为什么冷的白矮星（包括DZ白矮星）的磁性高于热的白矮星。在这张照片中，一颗位于白矮星行星系统外围的超级木星被一次近距离的恒星相遇扰动到一个高度偏心的轨道上，后来被白矮星吸积。
2018-04-26 astro-ph.SR
Can tidal evolution lead to close-in planetary bodies around white dwarfs II: volcanism and transits
研究白矮星周围行星天体的潮汐演化，发现潮汐作用可改变小行星轨道并诱发火山活动产生尘埃，该机制在广阔参数空间内适用，可能解释观测到的光学凌星现象。
2025-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Combined effects of tidal and rotational distortions on the equilibrium configuration of low-mass, pre-main sequence stars
在密近双星系统中，恒星的自转力和潮汐力相互作用，破坏了它们的球对称性。我们提出了新的模型，低质量，前主序星，包括合并的变形效应的潮汐力和旋转力的平衡配置的恒星。我们研究了潮汐和自转相互作用对恒星结构和演化的影响。Kippenhahn & Thomas（1970）近似以及自引力物体引力势的Clairaut-Legendre展开被用来考虑畸变效应。我们得到的内部结构常数的值为低质量，前主序星恒星的恒星演化模型，考虑到旋转和潮汐力的综合影响，由于伴星。我们还推导出一个新的潮汐和旋转扭曲的恒星的转动惯量的表达式。我们的变形模型被成功地用于分析食双星系统EK Cep，再现恒星半径，有效温度比，锂耗尽，旋转速度，和拱点运动速率的年龄间隔为15.5-16.7百万年。在低质量范围内，大于j=2的谐波可以忽略的假设似乎并不完全合理，尽管它在分析双星系统的拱点运动时被广泛使用。非标准演化轨道比标准轨道温度低，主要是低质量恒星。扭曲的模型比标准模型预测了更多的质量集中的恒星在零年龄的主序星。
2009-04-16 astro-ph.SR
A Binary Scenario for the Formation of Strongly Magnetized White Dwarfs
自从最初发现以来，磁场超过$\sim$ 1 MG的孤立白矮星（WD）的起源一直是个谜。最近，这些高场磁WD的形成已被观测到的强二元相互作用后主序演化过程中产生的。位于主序星几个天文单位内的行星、棕矮星或伴星可能会在主序星膨胀离开主序星时被吞没。足够低质量的伴星在一个共同的封套内螺旋运动，直到它们在出生的白矮星附近被潮汐撕碎。从破裂的伴星形成的吸积盘提供了湍流和剪切的来源，其作用是放大磁场并将其传输到WD表面。我们发现，这些磁盘产生的领域解释了孤立的，高场磁WD的磁场强度的观察范围。此外，我们讨论了一个高质量的二进制类似物，产生一个强磁化WD核心内的预塌缩，大质量的恒星。随后的核心坍缩成中子星可能会产生磁星。
2011-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Giant Planet Candidate Transiting a White Dwarf
天文学家已经在太阳系外发现了数千颗行星，其中大多数围绕最终将演变为红巨星，然后演变为白矮星的恒星运行。在红巨星阶段，任何近轨道的行星都会被恒星吞没，但更遥远的行星可以在这个阶段幸存下来，并保持在白矮星的轨道上。一些白矮星显示出岩石物质漂浮在其大气层中、温暖的碎片盘中或轨道非常接近的证据，这被解释为岩石行星的碎片向内分散并被潮汐破坏。最近，发现了一个气体碎片盘，其组成类似于冰巨行星，表明大质量行星也可能进入白矮星周围的紧密轨道，但目前还不清楚行星是否能够在旅程中幸存下来。到目前为止，在白矮星附近的近轨道上探测到完整的行星仍然是难以捉摸的。在这里，我们报告发现一个巨大的行星候选人过境的白矮星WD 1856+534（TIC 267574918）每1.4天。候选行星的大小与木星大致相同，质量不超过木星的14倍（95%置信度）。其他白矮星与棕矮星或恒星伴星的情况被解释为共同包层演化的结果，其中原始轨道在红巨星阶段被包裹，并因摩擦而收缩。然而，在这种情况下，行星候选者的低质量和相对较长的轨道周期使得共同包络演化的可能性较小。相反，WD 1856+534系统似乎证明了巨行星可以分散到紧密的轨道上而不会被潮汐破坏，并激发了在白矮星周围寻找较小的凌日行星。
2020-09-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion of a giant planet onto a white dwarf
对G29-38周围尘埃盘的检测以及绕WD 1145 +017运行的碎片的凌日证实，在许多白矮星中发现的光球微量金属来自潮汐破坏的微行星的吸积。这些微行星的组成与内太阳系的岩石天体相似。引力散射星子向白矮星需要更大质量的天体的存在，但迄今为止还没有行星在白矮星被发现。在这里，我们报告的光谱$\simeq27\,750$ K热白矮星是吸积从拱星气体盘组成的氢，氧，硫的速度为$\simeq3.3\times10^9\,\mathrm{g\,s^{-1}}$。这个圆盘的组成不同于白矮星周围所有其他已知的行星碎片，但类似于对冰质巨行星更深大气层组成的预测，H $_2$ O和H $_2$ S是主要成分。一颗巨行星绕着一颗半长轴为$\simeq15$太阳半径的热白矮星运行时，将经历显著的蒸发，预计质量损失率与白矮星的吸积率相当。这颗行星的轨道很可能是引力相互作用的结果，表明系统中存在其他行星。我们推断在$\simeq10^{-4}$白矮星附近的轨道上，光谱可探测到的巨行星的出现率。
2019-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Merging Binary Stars and the magnetic white dwarfs
由恒星合并时产生的差异旋转驱动的磁发电机可以解释某些类别的磁星中的强场，包括高场磁白矮星（HFMWD）。在它们的例子中，差动自转的位置被各种各样地认为是在一个共同的包层内，一个合并的简并核的巨大的热外部区域，或者是由潮汐破裂的伴星形成的吸积盘，后者随后被并入简并核。我们合成的人口的二元系统，调查恒星合并假说所观察到的单HFMWD。我们的计算提供了质量分布和分数的白矮星合并在一个共同的信封阶段或作为双简并系统在后共同的信封阶段。我们改变了共同的包络效率参数α和观察比较。我们发现，这一假设可以解释所观察到的发病率的磁性和质量分布的HFMWD为一个广泛的α。在该模型中，大多数HFMWD是碳氧型的，并合并在一个共同的信封。不到四分之一的HFMWD起源于双简并恒星，它们在共同的包络演化后合并，这些恒星占据了HFMWD质量分布的高质量尾部。
2014-12-17 astro-ph.SR
Double White Dwarf Tides with Multi-messenger Measurements
针对短周期双白矮星，本文比较了仅用光度监测与结合引力波的多信使方法，发现后者可有效消除啁啾质量与潮汐简并，从而测量转动惯量并检验白矮星结构模型。
2025-08-04 astro-ph.SR
White dwarf pollution by planets in stellar binaries
大约有$0.2 \pm 0.2$的白矮星（WD）显示出金属污染的迹象，这可能是由于潮汐扰动行星物质的吸积。在WD形成后调用行星-行星相互作用的模型通常不能解释几个Gyr冷却时间的污染。我们考虑的情况下，一颗行星是扰动Lidov-Kozai振荡引起的一个二进制的同伴和加剧恒星质量损失，解释污染在长时间冷却。我们计算的吸积率与假设行星质量在$\sim 0.01$和$1\,M_\mathrm{Mars}$之间的观测结果是一致的，尽管非引力效应对质量$\lesssim 0.3 \, M_\mathrm{Mars}$可能已经很重要了。在我们的模拟，$\sim 0.05$，污染的WD的分数是一致的WD与中间冷却时间之间的观测$\sim 0.1$和1 Gyr。对于冷却时间$\lesssim 0.1$ Gyr和$\gtrsim 1$ Gyr，我们的方案无法解释高达0.7的高观测污染分数。尽管如此，我们的研究结果激励搜索周围的污染WD的同伴。
2016-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-ray and Infrared Observations of Two Externally-Polluted White Dwarfs
利用XMM-Newton和斯皮策空间望远镜，我们得到了G29-38和GD 362的X射线通量的上界，以及G29-38的70微米通量。这些数据提供了间接证据，证明G29-38是从一颗潮汐破裂的小行星吸积而来：它既没有吸积大量的氢和氦，也没有从经历坡印廷-罗伯逊阻力的冷颗粒库中补充周围的尘埃盘。GD 362的X射线通量的上限与解释其被比氦重的元素污染所需的质量吸积的估计速率是一致的。GD 362还拥有0.01个地球质量的氢，对于一个以氦为主的大气层的白矮星来说，这是一个非常大的数量。一种可能性是，在目前的圆盘形成之前，这些氢是从大约100颗谷神星一样的小行星或一个大型物体中吸积而来的。另一种同时解释GD 362所有独特性质的情况是，我们正在目睹一个内部有水的单一母体的潮汐破坏的后果，它至少和木卫四一样大，可能和火星一样大。
2009-05-01 astro-ph.SR
Physics of Tidal Dissipation in Early-Type Stars and White Dwarfs: Hydrodynamical Simulations of Internal Gravity Wave Breaking in Stellar Envelopes
在由早型恒星或白矮星组成的双星中，主要的潮汐过程包括内部重力波（IGW）的激发，这些重力波向恒星表面传播，并通过非线性波破碎而耗散。我们进行二维流体动力学模拟这个波破碎过程中的分层，等温大气。我们发现，在初始瞬态阶段后，IGWs的耗散自然产生尖锐的临界层，分离较低的静止区域（没有平均流）和较高的“同步”区域（平均流速等于水平波相速度）。虽然临界层是陡峭的吸收这些波，它同时扩大开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这样，在稳定状态下，临界层的宽度是由理查森准则。我们研究了临界层对入射波的吸收和反射，并给出了描述其长期演化的解析公式。这一研究结果对于描述潮汐加热的白矮星和其他双星的演化具有重要意义。
2020-05-25 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
The Effect of a Magnetic Field on the Dynamics of Debris Discs Around White Dwarfs
对受污染的白矮星周围碎片盘的寿命和推断的吸积率的观测估计，往往与盘中尘埃颗粒受到屏蔽的坡印廷-罗伯逊阻力模型的预测不一致。此外，许多冷污染的白矮星没有显示出任何伴随圆盘的观测证据。如果碎片盘的寿命比仅用坡印廷-罗伯逊阻力预测的短，而吸积率比预测的高，这在一定程度上可以得到解释。我们认为潮汐破坏的反磁性碎片和其随后的影响的碎片盘的形成，演变和吸积率的磁场的作用。我们估计，磁场强度大于$\sim$ 10千克可能会减少所需的时间循环和光盘的寿命由几个数量级，并增加相关的吸积率由一个类似的因素，相对于坡印廷-罗伯逊阻力。我们认为，一些污染的白矮星可能拥有低于典型的可检测极限的磁场，这些领域可能占污染的白矮星与失踪的碎片光盘的比例。我们还建议，抗磁阻力可能占较高的吸积率估计污染的白矮星，不能单独由坡印廷-罗伯逊阻力预测，并找到一个依赖于磁场强度，轨道近心点距离，和颗粒大小的预测光盘寿命和吸积率。
2021-01-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asynchronous accretion can mimic diverse white dwarf pollutants I: core and mantle fragments
被污染的白矮星充当天体物理质谱仪--它们的光球丰度被用来推断吸积在它们上面的行星物体的成分。我们表明，由于吸积过程中的不对称性，在一个单一的行星体吸积过程中，落在恒星上的物质的组成可能会随时间而变化。因此，白矮星的瞬时光球丰度并不一定反映其污染物的整体组成，特别是当它们的扩散时间尺度很短时。特别是，我们预测，当一个小行星与铁核心潮汐破坏周围的白矮星，更大的份额，其地幔喷出，并在事件期间的核心/地幔部分的吸积材料随时间而变化。至关重要的是，这意味着不能确定扩散时间尺度较短的白矮星的不同污染物的核心部分，这些白矮星只对较长吸积过程的短暂片段进行采样。观测到的污染白矮星数量支持了这个理论。相对于恒星丰度比，更多的白矮星具有高Fe/Ca比的吸积物质，表明地幔物质的喷射。此外，我们发现初步的证据表明，铁的吸积率下降得更快，比镁或钙，暗示在吸积组合物的可变性。对这一理论的进一步证实将来自于即将进行的对年轻白矮星的大样本分析。
2022-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of planetary debris discs around white dwarfs I: Tidal disruption of an extremely eccentric asteroid
25%-50%的白矮星（WD）拥有可观测的和动态活跃的残余行星系，这是基于近距离的星周尘埃和气体以及光球金属污染的存在。目前被接受的理论解释包括小行星在au尺度的距离上幸存于恒星的巨大分支演化，随后在恒星质量损失后被扰动到WD掠食轨道上。在这项工作中，我们调查这些高偏心（e > 0.98）小行星的潮汐破坏，因为他们的方法和潮汐周围的WD中断。我们解析计算的破坏时间尺度和比较的结果与完全自洽数值模拟的碎石桩使用N体程序PKDGRAV。我们发现，这个时间尺度是高度依赖于轨道的近心点，并在很大程度上独立于其半长轴。我们确定，球形小行星很容易打破，并形成高度偏心碰撞环，不吸积到WD没有额外的力量，如辐射或升华。这一发现突出了这种力量在WD行星系物理学中的至关重要性。
2014-09-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Alkali metals in white dwarf atmospheres as tracers of ancient planetary crusts
白矮星吸积了潮汐破坏的小行星的碎片，这为测量系外行星的积木或碎片的整体组成提供了机会。这项技术已经建立了一个组成的多样性，可以与在太阳系中观察到的相媲美，这表明岩石行星的形成是一个通用的过程。虽然行星碎片中亲石和亲铁元素的相对丰度可用于研究系外行星是否经历分化，但迄今为止进行的成分研究缺乏明确的行星壳示踪物。在这里，我们报告了在四个冷（<5,000 K）和老（冷却年龄5-10 Gyr）金属污染的白矮星的大气中检测到锂，其中一个还显示出光球钾。这两种元素相对于钠和钙的相对丰度强烈表明，所有四颗白矮星都有行星壳的碎片。我们在其中一个系统中检测到红外过量，这表明星周碎片盘的吸积正在进行中。这颗恒星的主序星质量是$4.8\pm0.2 M_\odot$，这表明在短寿命的B型恒星周围可能会形成岩石状的、分化的行星。
2021-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Near-infrared variability in dusty white dwarfs: tracing the accretion of planetary material
星子向白矮星的向内散射被认为是一个随机过程，在人类的时间尺度上具有可变性。微行星在洛希半径处发生潮汐分裂，产生尘埃碎片，可以通过过量的红外辐射探测到。当足够接近白矮星时，这些碎片升华并吸积到白矮星上，污染其大气层。研究污染的白矮星周围的红外辐射可以揭示这些行星物质是如何到达它们的大气层的。我们报告了一个近红外监测活动的34个白矮星与红外过剩的目的是寻找变化的尘埃排放。这些白矮星的时间序列测光是在长达三年的基线上从联合王国红外望远镜（宽视场照相机）的J、H和K波段获得的。我们发现在所有三个近红外波段的尘埃排放量没有统计学上的显着变化。具体地说，我们可以排除在三年的时间尺度上，13颗亮于K波段16等的白矮星的~1.3%的变化，32颗亮于18等的白矮星的~10%的变化。虽然迄今为止，两颗白矮星，SDSS J095904.69-020047.6和WD 1226+110，已经显示出K波段的变化，但在我们的样本中，我们没有看到在这些水平上新的K波段变化的证据。一种解释是，导致大变化的潮汐破裂事件是罕见的，发生在短时间尺度上，几年后，白矮星在近红外线中恢复稳定。
2020-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Formation of Discs in the Interior of AGB Stars from the Tidal Disruption of Planets and Brown Dwarfs
相当一部分孤立的白矮星拥有超过兆高斯的磁场。观测表明，这些磁场起源于相互作用的双星系统，在那里伴星被摧毁，从而留下一个奇异的、高度磁化的白矮星。在主序星后的演化中，母星的径向膨胀可能会导致轨道伴星被吞没。在共同包层阶段，随着轨道间距迅速减小，低质量的伴星在接近巨星核心时会发生潮汐分裂。我们流体动力学模拟潮汐破坏的行星和褐矮星，以及随后的吸积盘的形成，在内部的一个渐近巨星分支星。这些动态形成的磁盘是相称的与以前的估计，这表明强磁场可能源于这些潮汐破坏事件。
2021-04-30 astro-ph.SR
Post main sequence evolution of icy minor planets: Implications for water retention and white dwarf pollution
大多数对污染的白矮星大气层的观测结果都与贫水行星物质的吸积相一致。在几十个已知的例子中，只有两个例子涉及含有相当大质量分数的水的物体的吸积。本研究的目的是调查这些检测的相对稀缺性。基于一个新的和高度详细的模型，我们评估了在高光度恒星演化，遵循主序列的冰小行星内部的水的保留。我们的模型充分考虑了冰体的热，物理和化学演化，其内部分化以及水耗尽，从他们的诞生时刻，并通过所有恒星演化阶段之前的白矮星的形成。我们还占不同的初始成分和形成时间。我们的研究结果表明，以前的研究要么低估或高估了水的保留。我们还重申，水可以在各种情况下大量存在，因此讨论了其他可能性，以解释水检测的频率很低。我们发现，最可能的解释是，水不能生存的潮汐分裂的小行星，而不是直接影响到白矮星是必需的。我们证明了这种可能性在统计学上是合理的，并预测，如果这一假设是正确的，未来的观测极富水的大气将只涉及氦占主导地位的DB白矮星。
2017-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid Evolution of the Gaseous Exoplanetary Debris Around the White Dwarf Star HE 1349--2305
对白矮星中重金属污染的观测表明，富含金属的微行星经常被分散到掠星轨道，潮汐中断，并吸积到白矮星表面，提供了直接洞察主序后系外行星系统的动力学演化。其中一些系统的吸积盘中气体碎片的发射线显示出数十年的时间尺度变化，并被解释为最近形成的椭圆盘的广义相对论进动。在这里，我们提出了一个全面的光谱监测活动的钙红外三重态发射在一个系统，HE 1349- 2305，这表明形态发射轮廓的变化，暗示一个旋进，不对称的强度模式。的排放概况显示，在一至两年的时间尺度上，这是一个数量级短于在其他类似的系统中观察到的。我们证明，这个时间尺度可能是不兼容的广义相对论进动，并考虑其他解释的快速演变，包括气体碎片内的密度波的传播。最后，我们的后续观测的建议，并讨论如何快速演变的气体碎片在HE 1349- 2305可以利用测试理论的系外行星碎片盘周围的演化白矮星恒星。
2018-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of a pre-cataclysmic binary with unusual chromaticity of the eclipsed white dwarf by the GPX Survey
我们发现了一个相对明亮的食双星系统，它由一颗白矮星和一颗主序星K7组成，具有明显的色球和黑子活动迹象。该系统的光变曲线显示$\sim0.2$等椭圆变率，周期为0.297549 d，白矮星有一次短暂的日全食。根据我们对光谱和光度数据的分析，我们估计了系统的参数。K7V星是潮汐变形的，但没有填满它的洛希瓣（填充因子约为0.86）。轨道倾角为$i=73^\circ.1\pm 0^\circ.2$，质量比为$q=M_2/M_1\approx 0.88$。K7 V恒星的参数是$M_2\approx 0.64$ M $_{\odot}$、$R_2=0.645\pm 0.012$ R $_{\odot}$、$T_2\approx 4070$ K。白矮星的参数是$M_1\approx 0.72$ M $_{\odot}$，$R_1=0.013\pm 0.003$ R $_{\odot}$，$T_1=8700\pm 1100$ K.不同波段的光度观测显示，日食的最大深度是在\textit{SDSS r}滤光片中，这对于一个由白矮星和主序星晚期组成的系统来说是不寻常的。我们怀疑这个系统是一个共同的信封双星演化的产物，和白矮星吸积恒星风从二级恒星（所谓的低吸积率极地，LARP）。
2020-02-19 astro-ph.SR
