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
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
Detailed and simplified non-equilibrium helium ionization in the solar atmosphere
氦电离在色球上层和过渡区的能量平衡中起着重要的作用。氦谱线也经常被用作这些区域的诊断。我们对太阳大气进行了一维辐射流体动力学模拟，发现氦的电离主要是由光电离和直接碰撞电离引起的，并被辐射复合级联所抵消。通过引入一个模拟复合级联的附加复合率，我们构造了一个简化的仅由基态组成的三能级氦原子模型。该模型适用于三维数值模型中的非平衡氦电离模拟。我们对He I 10830和He II 304谱线的形成进行了简要的研究。这两条线都显示了统计平衡模型无法恢复的非平衡特征，因此，在使用这种模型作为解释观测结果的基础时应谨慎行事。
2014-01-29 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
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
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
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
Absorption non-symmetric ion-atom processes in helium-rich white dwarf atmospheres
本文认为He+H $^{+}$碰撞中的吸收、电荷交换和光缔合过程以及离子HeH $^{+}$的光解离过程是影响富氦白矮星远紫外和极紫外大气不透明度的因素。结果表明，即使在具有H：He = $10^{-5}$的白矮星大气中，也应该考虑它们。然后，它是建立在白矮星的情况下，与H：He $\gtrsim 10^{-4}$，特别是当H：He $\approx 10^{-3}$，这些过程必须包括在相应的大气模型\emph{ab initio}，因为在远紫外和EUV区域，他们成为占主导地位的相对于已知的对称离子原子吸收过程。
2014-02-27 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
Non-equilibrium helium ionization in an MHD simulation of the solar atmosphere
动态太阳色球层中气体的电离状态可以强烈偏离数值模拟中通常假设的瞬时统计平衡。我们改进早期的太阳大气模拟，只包括非平衡氢离子化进行二维辐射磁流体动力学模拟具有非平衡电离的氢和氦。模拟包括氢Lyman- $α$和来自日冕的EUV辐射对大气电离和加热的影响。给出了代码实现的细节。我们得到的氦离子分数是远离其平衡值。与LTE电离模型的比较表明，非平衡氦电离导致更高的温度在波阵面和更低的温度在气体之间的冲击。假设LTE电离导致恒温器般的行为，其中物质在LTE电离分数快速变化的温度附近积聚。从我们的模型计算的DEM曲线的比较表明，非平衡电离导致更多的辐射材料在11-18 kK的温度范围内与LTE氦电离模型相比。我们得出结论，非平衡氦电离是重要的动力学和热结构的上色球层和过渡区。它也可能有助于解决由现有模式计算的色球谱线强度小于观测值的问题。
2015-12-15 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
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
On the Spectral Evolution of Hot White Dwarf Stars. IV. The Diffusion and Mixing of Residual Hydrogen in Helium-rich White Dwarfs
在我们广泛的白矮星光谱演化模拟研究的框架内，我们在这里提出了一套新的详细计算富氦白矮星中剩余氢的输运。首先，我们研究了所谓的浮起过程中，在高有效温度下，微量氢向上扩散导致氢气氛的形成。我们研究这种现象的依赖性的初始氢丰度和强度的辐射风，反对重力沉降。结合我们的光谱演化的经验知识，我们的模拟提供了新的定量约束热氦为主的白矮星人口的氢含量。然后，我们研究了在低有效温度下所谓的对流稀释过程的结果，即表面的氢层混合在下面的富氦信封。与以前的对流稀释工作形成鲜明对比，我们证明，在合理的假设下，我们的模型成功地再现了观测到的冷DBA星的大气成分，从而解决了光谱演化理论的最重要的问题之一。这一重大改进是由于我们对早期浮起过程的自洽建模，该模型预测了薄表层下存在大量氢储层。我们认为，在DBA白矮星表面检测到的微量氢，在大多数情况下，是原始的起源，而不是外部吸积的结果。
2023-02-10 astro-ph.SR
A deeply eclipsing detached double helium white dwarf binary
利用利物浦望远镜+RISE测光系统，我们确定了周期为2.78小时的双星CSS 41177是一个具有21，100 K主星和10，500 K副星的双白矮星双星。这使得CSS 41177成为继NLTT 11748之后第二颗已知的食双白矮星双星。2分钟长的主食深度为40%，次食深度为10%。从Gemini+GMOS光谱，我们测量的径向速度的两个组件的二进制从Hα吸收线核心。结合光变曲线的资料，这些测量结果得出白矮星的质量M1 = 0.283 \pm 0.064 Msun，M2 = 0.274 \pm 0.034 Msun，使它们都是氦核白矮星。作为一颗食双星，双线光谱双星CSS 41177非常适合测量精确的、与模型无关的质量和半径。这两颗白矮星将在大约1.1 Gyr的时间内合并成一颗sdB恒星。
2011-05-19 astro-ph.SR
Stripped red giants - Helium core white dwarf progenitors and their sdB siblings
最近发现的氦核白矮星（通常称为极低质量（ELM）白矮星）是第一个巨分支天体的剥离核心，填补了双星演化马赛克中的一些空白。可以区分出两种类型。一类是由SB 1双星组成，伴星也是白矮星，另一类是所谓的EL CVn星，是复合光谱双星，有A型伴星。在这两类恒星中都发现了脉动恒星。一个谜是由显然单一的对象。有一个一对一的对应关系的现象发现这些新的恒星类观察到的sdB星。事实上，标准的演化理论解释了sdB星的起源，它们是在第一个红巨星分支的尖端附近被剥离的红巨星。亚亮B星的一个子群也可以被认为是红巨星的剥离氦核。它们形成ELM序列向更高温度的延伸。因此，低质量的氦核白矮星和双星中的sdB星在恒星演化方面是近亲。
2016-10-24 astro-ph.SR
Helium ignition in rotating magnetized CO white dwarfs leading to fast and faint rather than classical type Ia supernovae
主要基于不包括自转的恒星模型，以大约$\sim 10^{-8}~\mathrm{M}_\odot/\mathrm{yr}$的速率吸积氦的CO白矮星被认为是许多瞬态天体物理现象的候选祖先，包括Ia型超新星和独特而暗淡的Iax型超新星。在这里，我们研究的吸积诱导自旋的影响，包括随后的磁场的产生，角动量输运，和粘性加热的白矮星演化到氦点燃点。我们解决了结构的氦吸积白矮星模型与一维拉格朗日流体动力学代码，修改，包括旋转和磁效应。我们发现，磁角动量输运，导致准固体旋转，深刻地影响了白矮星模型的演变。我们的旋转较低质量（$0.54$和$0.82~\mathrm{M}_\odot$）模型吸积高达50%以上的质量点火相比，非旋转的情况下，相反，我们更大规模的模型。此外，我们发现，旋转导致高达10倍的小氦点火密度，除了最低采用的初始白矮星质量。点火密度的顺序$10^6\,\mathrm{g/cm}^3$只发现最低的吸积率和大量的吸积氦$\gtrsim 0.4\,\mathrm{M}_\odot$。然而，相应地，大质量的施主恒星会以更高的速率转移质量。我们预计爆炸性的氦壳燃烧主要发生在$\dot{M}>2\cdot10^{-8}~\mathrm{M}_\odot/\mathrm{yr}$的爆燃中，而与白矮星的质量无关。我们的研究结果意味着氦以所考虑的速率吸积到CO白矮星上不太可能导致CO核心的爆炸或经…
2017-02-28 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
Broadening of Ly alpha by neutral helium in DBA white dwarfs
通过高质量的光学光谱学中H α的存在，在至少一半的以氦为主的大气层的白矮星中检测到光球层氢的痕迹。以前的研究已经注意到，在一些恒星中，氢的丰度与氢的丰度之间存在着显著的差异，这些恒星也可以使用紫外光谱。我们证明，这种差异是由不充分的治疗所造成的中性氦的Ly α的扩大。当拟合哈勃空间望远镜COS光谱的17 DB白矮星使用我们的新的线轮廓计算，我们发现从Ly α和H α测量log（H/He）之间的良好协议。基于Ly α的log（H/He）的较大值仍然存在于三颗恒星中，这是我们样本中最遥远的恒星之一，我们发现中性氢的少量星际吸收可以解释这种差异。
2018-09-12 astro-ph.SR
New white dwarf and subdwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 12
我们报告了在斯隆数字巡天数据发布12中发现的6576颗新的光谱确认的白矮星和亚矮星。计算了氢大气层白矮星和氦大气层白矮星的Teff、log g和质量，估算了具有金属谱线的白矮星的钙/氦丰度和碳主导谱线的碳/氦丰度.我们发现了一颗行星状星云的中心星、一颗超致密氦双星（AM CVn）、一颗氧线主导的白矮星、15颗热DO/PG 1159、12颗新激变变星、36颗磁性白矮星、54颗DQ、115颗氦主导的白矮星、148颗白矮星+主序星双星、236颗金属污染的白矮星、300颗连续谱DC、230颗热的次矮星，2936颗新的以氢为主的白矮星，2675颗以冷氢为主的次矮星。我们计算了DR 12中所有5883个S/N>15的DA的质量分布，包括DR 7和DR 10中的DA，平均S/N=26，校正到3D对流尺度，以及使用1/Vmax校正观测体积后的分布。
2015-10-28 astro-ph.SR
From Hydrogen to Helium: The Spectral Evolution of White Dwarfs as Evidence for Convective Mixing
我们提出了一个假设，即白矮星经历了光谱的变化，从氢，氦为主的大气中使用的体积有限的光度计样品从$Gaia$ DR 2目录，斯隆数字巡天（SDSS）和$Galaxy~Evolution~Explorer$（GALEX）。我们利用氢大气DA白矮星的巴尔末跳跃的强度，在SDSS色空间中将它们与氦为主的天体分开。在20000 K到9000 K的有效温度范围内，我们发现22%的白矮星将发生光谱变化，在5 $σ$时不排除光谱演化。最有可能的解释是，富氦天体的增加是由DA星与薄氢层的对流混合引起的，其中氦被表面氢对流区从更深的层中疏浚出来。作为温度的函数的氦丰富的对象的分数的变化率，再加上最近的网格的对流DA白矮星的三维辐射流体动力学模拟-其中包括充分的过冲区域-导致总氢质量的分布在白矮星的讨论。我们发现60%的白矮星的氢质量必须大于$M_{\rm H}/M_{\rm WD} = 10^{-10}$，另外25%的质量在$M_{\rm H}/M_{\rm WD} = 10^{-14}-10^{-10}$范围内，15%的氢质量小于$M_{\rm H}/M_{\rm WD} = 10^{-14}$。这些结果对白矮星星震学、恒星演化通过渐近巨星分支（AGB）和星子到白矮星上的吸积具有重要意义。
2020-01-21 astro-ph.SR
Calibration of the mixing length theory for structures of helium-dominated atmosphere white dwarfs
我们对以氦为主的白矮星大气的对流区底部边界处的混合长度参数进行了校准。这种校准是基于用CO 5 BOLD代码计算的3D DB（纯氦）和DBA（氦为主，含微量氢）模型大气的网格，以及1D DB和DBA包络结构的网格。3D模型的参数范围为氢-氦丰度在-10.0到-2.0之间，表面重力在7.5到9.0之间，有效温度在12000 K到34000 K之间。1D包络覆盖了类似的大气参数范围，但也是用不同的混合长度参数值计算的，即ML 2/alpha在0.4和1.4之间。基于对流区的底部边界的两个定义，Schwarzschild和零对流通量边界进行校准。因此，我们的校准是相关的对流区，包括其总质量，其中不包括光谱技术的批量属性的应用程序。总的来说，校准的ML 2/α小于通常用于进化模型和理论测定脉动DB和DBA星的不稳定带的蓝色边缘。通过校准的ML 2/alpha，我们能够推断出更准确的对流区尺寸，这些尺寸是研究行星碎片混合和从核心中挖掘碳所需的。我们通过计算富含金属的3D DBAZ模型的例子并找到它们的对流区质量来强调这一点。混合长度定标是深入研究氦主导大气的白矮星对流过冲的第一步。
2019-09-23 astro-ph.SR
White Dwarf Model Atmospheres: Synthetic Spectra for Super Soft Sources
图宾根NLTE模型大气包（TMAP）计算完全金属线覆盖的白矮星模型大气和光谱能量分布（SED）在一个高水平的复杂性。这些SED可以通过德国天体物理虚拟天文台（GAVO）服务TheoSSA轻松访问。我们讨论了TMAP模型在（前）白矮星恒星演化最热阶段的应用，例如在新星和超软源的参数范围内。
2011-08-31 astro-ph.SR
NLTE spectral analysis of the intermediate helium-rich subdwarf B star CPD-20°1123
次矮星B（sdB）是核心燃烧氦的恒星，有分层的大气层。它们的大气主要由氢（H）组成，而氦（He）和金属丰度则由重力沉降和辐射悬浮的相互作用形成。然而，其中一小部分显示出由He I吸收线主导的光谱。在这些组之间的He-缺乏和极端的He-丰富的sdBs，一些被发现有中间表面他的丰度。这些对象被认为是年轻的“正常”（氦缺乏）sdBs的大气动力分层仍在进行中。本文利用非局域热力学平衡（NLTE）恒星大气模型，分析了CPD-20°1123的光谱。它的氦氢数比为$\mathrm{He/H} = 0.13 \pm 0.05$，有效温度为$T_\mathrm{eff} = 25\,500 \pm 1\,000$，表面重力为$\log\,(g\,/\,\mathrm{cm}/\mathrm{s}^2) = 5.3 \pm 0.3$，这使得恒星接近高温边缘，直到使用LTE模型大气才是合理的。这项工作陈述了Tübingen NLTE模型大气包在此温度范围内的测试。我们提出的第一个应用程序的修订，详细的模型原子的低电离阶段的轻金属可用于此大气代码。
2020-06-08 astro-ph.SR
Discovery of Molecular Hydrogen in White Dwarf Atmospheres
利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪，我们在三颗有效温度低于14,000 K的白矮星（G29-38、GD 133和GD 31）的大气中探测到了分子氢。这一发现为白矮星的恒星温度和表面重力提供了新的独立约束。
2013-02-26 astro-ph.SR
Constraining transport of angular momentum in stars: Combining asteroseismic observations of core helium burning stars and white dwarfs
角动量的传输一直是恒星演化研究领域的一个具有挑战性的课题，尤其是在最近的星震调查之后。所有已发表的使用星震观测的自转研究都显示，观测到的自转速率和计算出的自转速率之间存在差异，这表明这些恒星中存在一个未确定的角动量传输过程。我们的目标是限制这一过程的效率，通过调查2.5 M $_{\odot}$恒星的旋转速率。首先，我们研究了泰勒-斯普鲁特发电机是否可以负责额外的传输角动量的恒星初始质量为2.5 M $_{\odot}$。然后，通过计算旋转模型，包括一个恒定的额外的人工粘度，我们确定了效率的丢失过程中的角动量输运比较模型的核心氦燃烧恒星的小行星地震观测。参数的研究进行调查的恒星演化代码，初始质量和演化阶段的效果。我们将我们的模型发展到了白矮星阶段，并提供了与白矮星旋转速率的比较。泰勒-斯普鲁特发电机不能提供足够的角动量传输，以达到本文所研究的核心氦燃烧星的观测值。我们发现，附加的人工粘度值$ν_{\rm{add}}$约10 $^7$ cm $^2$ s $^{-1}$提供了足够的角动量传输。然而，这些模型的旋转周期在白矮星阶段太高，无法与白矮星观测相匹配。从这个比较中，我们推断，在核心氦燃烧阶段，缺失过程的效率一定会降低。在排除核心氦燃烧阶段的$ν_{\rm{add}}$后，我们可以匹配核心氦燃烧星和白矮星的自转周期。
2019-02-12 astro-ph.SR
Hydrogen-Atmosphere White Dwarfs Are Less Likely To Be Found with Wide-Binary Companions
研究通过交叉比对目录发现，氢大气白矮星的宽距双星比例（约5%或$0.063\pm0.002$）显著低于氦或碳大气白矮星（$0.080\pm0.004$）。
2024-07-24 astro-ph.SR
Stars on the ascending helium giant branch I. From white dwarf merger to helium giant: the evolutionary state of the rapidly rotating hot subdwarf HE 1518-0948
Universität Potsdam（波茨坦大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas（拉普拉塔天体物理研究所，国家科学研究委员会）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球科学学院）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡大学汉堡天文台）
通过光谱分析研究极端富氦热亚矮星 HE 1518-0948，发现其是双氦白矮星并合产物，目前处于氦壳燃烧并沿氦巨星分支上升阶段，为理解大质量热亚矮星在核心氦燃烧后的演化提供了重要实验室。
2026-04-13 astro-ph.SR
Post-merger evolution of carbon-oxygen + helium white dwarf binaries and the origin of R Coronae Borealis and extreme helium stars
引力波辐射导致的轨道衰变将导致一些近距离的白矮星（WD）在哈勃时间内合并。从以前的流体动力学WD合并模拟的结果已被用来指导合并后的碳-氧+氦（CO+He）WD双星的演化计算。我们的模型包括热日冕的形成，除了开普勒磁盘。我们引入了一个“destroyeddisk”模型来模拟直接磁盘摄入膨胀的信封的效果。这些计算表明，在通过更热的极端氦（EHe）星的快速演化之前，稀有的北冕座R（RCB）星的域中存在显著的寿命。由此产生的巨星的表面化学与RCB和EHe星的观测丰度部分一致。讨论了~ 3 He、~（18）O和~（19）F的产生。演化的时间尺度结合双星族群合成的白矮星合并率与现今的RCB和EHes数量一致，前提是大多数来自相对较新（< 2Gyr）的恒星形成。然而，大多数RCB应该是由CO-WD +低质量HeWD合并产生的，其中He-WD的质量在0.20-0.35 Msolar范围内。虽然以前需要高的He-WD质量（> 0.40 Msolar）来匹配RCB星的富碳丰度，但“破坏盘”模型产生了He-WD质量> 0.30 Msolar的高碳产物，与人口合成结果更好地吻合。
2014-08-23 astro-ph.SR
Pulsations in Hydrogen Burning Low Mass Helium White Dwarfs
质量M <~ 0.20 Msun的氦核白矮星（WD）在演化过程中经历了几个稳定的氢燃烧回旋。我们表明，在一定范围内的WD和氢的信封质量，这些WD可能会表现出g-模式脉动类似于他们的被动冷却，更大规模的碳/氧核心对应物，ZZ Cetis。我们的模型与稳定燃烧的氢信封氦核心产生g模式周期和周期间隔比典型的ZZ Cetis长近2倍。我们表明，核心的组成和结构，可以使用地震探测，因为g-模式的本征函数主要驻留在氦核心。虽然我们还没有进行完全的非绝热稳定性分析，但对流区的热时间与表面重力的比例关系突出了几个低质量的氦WD，它们应该在寻找脉动时被观察到：NLTT 11748，SDSS J 0822 +2753和PSR J1012+5307的伴星。对这些He核WD的地震学研究可能证明是特别富有成效的，因为它们的光度与氢包层质量有关（通过稳定的氢燃烧），这消除了一个模型参数。
2010-07-20 astro-ph.SR
Helium Shell Detonations on Low Mass White Dwarfs as a Possible Explanation for SN 2005E
最近几颗Ib型超新星（SN 2005 E）被证明具有非典型性质。这些SNe是微弱的（绝对峰值幅度~ -15）和快速SNe，显示独特的组成。据推测，它们的喷出物质量很低（太阳质量的十分之几），高度富集钙，但缺乏硅元素和镍。因此，这些SNe被认为属于一类新的富钙微弱SNe爆炸。它们的性质被认为是氦爆炸的结果，氦爆炸可能发生在吸积的白矮星上。本文从理论上研究了氦爆轰的情况，重点研究了低质量碳氧（CO）堆芯吸积氦层中的爆轰结果。我们提出了新的结果，从一维模拟这样的爆炸，包括他们的光变曲线和光谱。我们发现，当氦层的密度足够低时，氦爆轰产生大量的中间元素，如钙和钛，以及大量的未燃氦。我们的研究结果表明，富钙的微弱SNe的属性确实可以与氦爆轰的情况下，小CO的核心是一致的。在一定的密度（较大的CO核）以上，爆炸主要留下56 Ni和未燃烧的氦，预测的光谱不太可能符合这类SNe的独特特征。最后，我们所研究的模型都没有再现另一种类型的奇特SNe的明亮，快速演变的光变曲线建议起源于氦爆炸（SNe 1885 A，1939 B和2002 bj）。
2010-09-20 astro-ph.SR
Solar Cycle Variations in the Elemental Abundance of Helium and Fractionation of Iron in the Fast Solar Wind - Indicators of an Evolving Energetic Release of Mass from the Lower Solar Atmosphere
我们提出并讨论了强烈的对应关系，在较低的过渡区和现场测量的快速太阳风组成的排放长度尺度的演变在最近的太阳极小期。我们结合最近的分析表明，SOHO（和STEREO）的氦丰度（从风）和铁分馏的程度在太阳风（从ACE和STEREO）测量的（超颗粒）网络发射长度尺度的变化。正在形成的净图像是这样一幅图像：在快风中氦丰度和铁分馏程度的减少（接近光球层的预期值）表明，在最近的太阳极小期期间，将物质装载到快太阳风中的过程发生了重大变化。这一结果与使用NASA OMNI数据库对太空时代氦丰度的研究相结合，该数据库显示，在几个太阳周期的过程中，氦的缓慢衰减量被驱入日光层。
2011-09-07 astro-ph.SR
New white dwarf envelope models and diffusion. Application to DQ white dwarfs
最近对富碳（DQ）白矮星大气的研究表明，存在两种不同的种群，它们的区别在于温度范围，但更重要的是，更热的种群的质量极高。经典的DQ低于10000 K被很好地理解为由膨胀的氦对流区疏浚碳的结果。高质量群提出了几个问题，关于他们的起源，也是一个意想不到的有效温度与质量的相关性。我们建议研究这些物体的包络，以确定氢和氦的总质量，作为它们演化的可能线索。我们开发了新的代码信封集成和扩散平衡，是适应不寻常的化学成分，这是不一定占主导地位的氢和氦。使用新的结果的大气参数，特别是，使用盖亚的质量，我们确认，窄序列的碳丰度与Teff在凉爽的经典DQ确实是由一个几乎恒定的氦总质量分数，发现在早期的研究。这个质量分数比恒星演化计算预测的要小。对于10000 K以上的热DQ，我们得到了极低的氢和氦的质量，这被认为是源于双白矮星合并。质量与Teff的相关性仍然无法解释，但氦层质量与Teff以及引力红移的另一种可能的相关性使人们对两者的真实性产生怀疑，并表明当前模型可能存在缺陷。
2020-02-24 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
Spectrophotometric analysis of magnetic white dwarf II: Helium-rich compositions
我们提出了一个分析的所有单一的白矮星已知表现出中性氦线分裂的光谱特征，由于存在一个强大的磁场。使用国家的最先进的模型，考虑到磁场对合成光谱的影响，我们确定有效的温度，表面重力和质量的恒星在我们的样本。我们的分析使用了来自第二次和第三次盖亚（早期）数据发布的数据，来自斯隆数字巡天和Pan-STARRS等各种调查的光度数据，以及存档的光谱数据。我们能够成功地再现光谱的8个对象使用偏移偶极几何形状，而其他几个似乎需要一个更小的几何形状或不同的化学成分。我们还强调了一组热的无特征的白矮星，最有可能是高磁性的对象，其光谱是完全模糊的，由于整个表面的场强分布。
2023-01-16 astro-ph.SR
The response of a helium white dwarf to an exploding type Ia supernova
对Ia型超新星（SNe Ia）双爆轰情景下CO白矮星（WD）与He WD供体相互作用的喷出物进行了数值模拟，并研究了伴随WD爆炸的可能性.我们还研究了碰撞在超新星遗迹上的长时间印记。当施主He WD的质量较低（M_WD = 0.2Msun）时，它与爆炸点的距离约为0.08Rsun，氦不被点燃。低质量的He WD在其后面投下了一个“喷出物阴影”，通过对喷出物进行较长时间的演化，我们发现阴影侧的外部较暗，与周围气体的边界较平坦。更大质量的He WD供体，M_WD ~ 0.4Msun，必须更靠近CO WD以进行质量传递。在< 0.045Rsun的距离处，氦被引爆，并且He WD爆炸，导致三重爆炸场景。在供体WD的爆炸中，大约有0.15Msun的未燃氦被喷射出来。这可能是一颗奇特的Ib型超新星。
2015-02-16 astro-ph.SR
Formation of ultra-massive carbon-oxygen white dwarfs from the merger of carbon-oxygen and helium white dwarf pairs
质量大于1.05 Msun的超大质量白矮星（UMWD）基本上被认为拥有氧-氖（ONe）核。最近，盖亚数据揭示了增强UMWDs的赫兹-罗素图（HRD），这表明额外的冷却延迟机制，如结晶和元素沉淀可能存在于UMWDs。进一步的研究表明，一部分UMWDs应该经历了相当长的冷却延迟，这意味着它们是碳氧（CO）WD。然而，这些UMCOWD的形成机制仍在争论中。在这项工作中，我们研究了大量的CO WD与氦WD（He WD）的合并是否可以演变为UMCOWD。利用恒星演化程序MESA，我们构造了双WD合并残留物来研究它们的最终命运。我们发现，合并后的残留物的演化类似于R CrB星。He壳层的氦燃烧导致CO核的质量以2.0*10^-6 ~ 5.0*10^-6 Msun/yr的速率增长。最终的CO WD质量的影响，风质量损失率在合并后的演变，并不能超过约1.2Msun。核心质量大于1.2Msun的残留物将经历表面碳点火，这可能最终结束它们的生命。目前的结果表明，至少有一部分的UMWDs经历超长的冷却延迟可能源于合并的CO WD和He WD。
2022-02-04 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
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
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
On the Spectral Evolution of Helium-Atmosphere White Dwarfs Showing Traces of Hydrogen
在大气光谱学和光度学相结合的基础上，对115颗氦线（DB）和28颗冷的富氦氢线（DA）白矮星进行了详细的光谱分析。我们发现，我们的DB人口的63%显示氢线，使他们DBA星。我们还证明了纯DB白矮星的持久性，在低有效温度下没有检测到氢的功能。使用最先进的包络模型，我们接下来计算氢的总量，$M_{\rm{H}}$，这是包含在外对流区作为有效温度和大气H/He比的函数。我们发现，一些$(T_{\rm{eff}},M_{\rm{H}})$对不能物理上存在的均匀混合结构，这种组合只能发生分层对象的DA光谱类型。在此基础上，我们表明，$M_{\rm{H}}$推断的大部分DBA星的值太大，不符合对流稀释的情况。我们还提出的证据表明，氢丰度测量DBA和冷，氦丰富的白矮星不能在全球占任何一种吸积机制到一个纯DB星。我们认为，冷的，富氦的DA白矮星最有可能是由一个DA星与薄的氢信封对流混合创造的，他们没有冷却下来DBA的。最后，我们探讨了几种可能解释DBA恒星中氢存在的情况。
2018-03-15 astro-ph.SR
On the Spectral Evolution of Hot White Dwarf Stars. II. Time-dependent Simulations of Element Transport in Evolving White Dwarfs with STELUM
白矮星受到各种元素传输机制的影响，这些机制会导致它们的表面成分在冷却时发生根本变化，这种现象被称为光谱演化。本文对白矮星的光谱演化进行了全面的理论研究。首先，我们介绍STELUM，在蒙特利尔大学开发的恒星进化代码的新实现。我们提供了一个彻底的描述的物理内容和数值技术的代码，包括治疗的恒星演化和化学运输。然后，我们提出了两个国家的最先进的数值模拟演化的白矮星中的元素输运。原子扩散，对流混合，和质量损失被认为是同时与时间相关的扩散过程，并完全耦合到冷却。我们首先对PG 1159 $-$ DO $-$ DB $-$ DQ演化通道进行了建模：一颗富含氦、碳和氧的PG 1159恒星由于重力沉降而转变为纯氦DB白矮星，然后通过对流疏浚转变为氦为主、碳污染的白矮星。我们还首次计算了完整的DO $-$ DA $-$ DC演化通道：富含氦的DO白矮星通过上浮过程变成纯氢DA星，然后由于对流混合成为氦主导的含氢DC星。我们证明，我们的结果是在良好的协议与现有的经验约束。特别是，我们的DO $-$ DA $-$ DC模拟完美地再现了在盖亚色星等图中观察到的分叉的下分支，因此可以将其解释为光谱演化的签名。
2021-12-18 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
He white dwarfs with large H contamination: Convective mixing or accretion?
白矮星是致密的天体，其大气层主要含有轻元素，氢或氦。由于它们的表面高引力场，重元素向下扩散的时间与进化的时间尺度相比非常短，最轻的元素留在信封的顶部。这导致了白矮星主要分为富氢和富氦两类。但是许多富含氦的白矮星在其大气中也显示出氢的痕迹，其起源仍然没有确定。在这里，我们研究的情况下，通过全面的演化计算，一个代表性的模型的“He-H-Z”白矮星，一个子群的氦丰富的白矮星显示重元素和大量的氢在其大气中。我们发现不可能用恒星中原始氢的对流混合来解释其大气中的氢含量。我们的结论是，最有可能的解释是吸积的氢丰富的材料，可能是水轴承，来自碎片盘。
2018-12-21 astro-ph.SR
Slow Accretion of Helium Rich Matter onto C-O White Dwarf: Does Composition of WD Matter?
在双星系统中，氦吸积到碳氧白矮星（WD）上在许多天体物理场景中起着至关重要的作用，特别是在Ia型超新星中。此外，氦吸积CO白矮星的吸积率$\dot{M} \lesssim 10^{-9} M_{\odot}$ $yr^{-1}$的点火密度决定了超新星爆发的触发机制，可能是偏离中心的氦闪，也可能是中心的碳闪.我们的目标是研究氦以缓慢的吸积速率$5 \times 10^{-10} M_{\odot}$ $yr^{-1}$吸积到相对冷和热的不同碳和氧丰度的白矮星上。模拟程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics）用于我们的研究。我们分析了白矮星吸积阶段的表面重力（g）、氦光度（$L_{He}$）和有效温度（$T_{eff}$）等性质的变化。计算了氦气燃烧的点火密度（$ρ_{He}$）和点火温度（$T_{He}$）。正如预期的那样，在吸积过程中，WD的尺寸减小，g增大。然而，在快速点火接近尾声后，观察到类似红巨星的膨胀。在这项研究中，氦吸积WD演化的依赖性，其组成也进行了探讨。我们发现，较低丰度的碳的白矮星吸积稍长的氦点火开始之前。
2021-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion-Induced Collapse From Helium Star + White Dwarf Binaries
吸积诱导坍缩（AIC）发生在O/Ne白矮星（WD）增长到接近于克拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$），达到中心密度，触发核心中的电子捕获。利用恒星天体物理学实验模块（$\texttt{MESA}$），我们首次对He星+ O/Ne WD双星进行了真双星模拟，重点是一颗轨道周期为3小时的$1.5 M_\odot$ He星和$1.1-1.3 M_\odot$ O/Ne WD。在核心氦燃烧完成后，氦星充满其洛希叶，并在其热时标上向WD贡献氦，$\dot{M}\approx3\times10^{-6} M_\odot$ /年，这一速率足以使吸积的氦在WD上稳定燃烧。氦燃烧产生的碳/氧灰的积累经历了一个不稳定的壳闪光，启动了向内移动的碳燃烧火焰。这种火焰只有在原始O/Ne核心表面的碳耗尽时才会熄灭。随后新的碳/氧层的积累也经历热不稳定性，但没有质量损失被触发，允许$M_{\rm WD}\rightarrow M_{\rm Ch}$，触发AIC的开始。我们还讨论了吸积的C/O WD的经验壳碳点火成为O/Ne WD，然后，在持续的传质，导致AIC的情况。使用二进制人口合成的AIC事件率的研究应包括所有这些渠道，特别是后者的渠道，这是以前被忽视，但可能占主导地位的速率。
2017-06-12 astro-ph.SR
The Mass Fractionation of Helium in the Escaping Atmosphere of HD 209458b
为解释HD 209458b的低He/H比值问题，研究基于PLUTO代码开发自洽多流体1D流体动力学模型，发现氢氦的质量分馏过程能自然产生观测所需的低He/H比值并拟合透射光谱。
2023-08-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
3D spectroscopic analysis of helium-line white dwarfs
本文利用CO_5BOLD辐射-流体动力学程序计算了282个三维大气模型，对DB和DBA白矮星的光谱参数进行了修正，得到了-10.0 < log（H/He）<-2.0，7.5 < log（g）< 9.0，12000 K < T_eff < 34000 K的结果。这些修正是由于与以前可用的1D模型大气相比，3D模型中对流能量传输的物理处理更好。通过对DB和DBA白矮星的SDSS样本进行修正，我们发现有效温度和表面重力都有显著的修正。3D log（g）修正在T_eff < 18000 K时最显著，在log（g）= 8.0时达到-0.20 dex。然而，在这个低的有效温度范围内，从光谱技术确定的表面重力也可以显着影响的中性范德华线加宽氦的治疗和非理想效应，由于中性原子的氦的扰动。因此，通过消除由于一维对流的不确定性，我们的工作展示了DB和DBA模型大气的微观物理学的改进描述的需要。总的来说，我们发现我们的SDSS样品的三维光谱参数与盖亚DR 2的绝对通量在1-3σ范围内的个别白矮星。通过将我们的结果与DA白矮星的结果进行比较，我们确定DB/DBA大气模型的精度和准确度是相似的。为了便于用户应用校正函数，我们提供了一个示例Python代码。
2020-11-25 astro-ph.SR
Laterally Propagating Detonations in Thin Helium Layers on Accreting White Dwarfs
理论研究表明，中等质量（0.01Msun<MHe <0.1Msun）的氦壳层在吸积的白矮星（WD）上会不稳定地点燃。对于质量更大（M>0.8Msun）的WDs，这些氦壳层可以足够致密（5x10^5 g/cc），对流燃烧区在与穿过壳层的声音传播时间相当的时间尺度上消失，从而提高了爆炸结果的可能性。爆炸的性质（即爆燃或爆炸）仍然不明确。在爆轰的情况下，这将导致一个横向传播的前锋，其性质在这些几何薄和低密度壳，我们开始研究在这里。我们的计算表明，径向膨胀时间<0.1 s导致不完全的氦燃烧，与西姆和合作者最近的工作，但释放的核能仍然是足够的实现自我维持的爆震传播速度低于查普曼-朱盖横向。我们的模拟解决了亚音速区域后面的前面，并与直接计算的反应结构的冲击强度是一致的。灰烬通常富含He，主要由Ti-44、Cr-48以及少量的Fe-52组成，在富碳层中具有非常少的Ni-56和显著的Ca-40。如果氦爆炸导致Ia型超新星，它的光谱特征将在爆炸后的头几天出现。（节略）
2012-05-29 astro-ph.SR
Merged white dwarfs and nucleosynthesis
轨道衰变机制认为，双白矮星合并是不可避免的，但极其罕见。虽然一些合并会导致爆炸，但幸存者会重新点燃氦并明亮地燃烧数万年或数百万年。候选的幸存者包括极端氦星，R CrB变星和各种富含氦的亚亮星。幸存者表面的核废料提供了恒星在合并之前的核历史和合并期间的核合成的证据。广泛而深入的光谱调查为未来的发现提供了丰富的前景。
2020-11-04 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
The double helium-white dwarf channel for the formation of AM CVn binaries
由于引力波辐射引起的轨道衰变，大多数近距离的双氦白矮星将在哈勃时间内合并。然而，具有低质量比的显著部分将由于稳定的质量传递而存活很长时间。两颗氦白矮星（HeWD）之间的这种稳定的质量转移为AM\，CVn双星的产生提供了一个通道。在先前的双HeWD祖细胞的计算中，吸积HeWD被视为一个质点。我们已经计算了16双HeWD模型的演变，以调查治疗的详细演变的两个组件的后果。我们发现，具有稳定和不稳定的质量传递的二进制文件之间的边界略有修改，这种方法。通过与观测周期和质量比的比较，我们用HeWDs双通道重新测定了8颗已知的AM，CVn星的质量，它们是HM，Cnc，AM CVn，V406，Hya，J 0926，J1240，GP，Com，Gaia 14 aae和V396，Hya.我们认为J1240，GP\，Com和V396\，Hya的三峰发射光谱中的中心尖峰以及GP\，Com中N/C/O的表面丰度比可以用稳定的HeWD双通道来解释.从我们的计算中得到的质量估计被用来讨论在激光干涉仪空间天线（LISA）的背景下预测的引力波信号。
2018-01-10 astro-ph.SR
Time series photometry of the helium atmosphere pulsating white dwarf EC 04207-474
我们提出了71小时的高质量的时间序列CCD测光的氦大气脉动白矮星（DBV）EC 04207-4748的分析使用的设施在约翰山大学天文台在新西兰。测光数据集包括2011年3月至11月期间为期四周的观测。光变曲线的傅立叶分析清楚地证明了恒星中有四个独立的本征模，主模的周期为447秒。的光变曲线的变化表现出明显的非正弦形状，这导致显着的谐波的主频率出现在傅立叶变换。这些观测到的变化被解释在非线性贡献的能量通量传输通过地下对流区在恒星。我们使用Montgomery（2005）首次介绍的方法对这种机制进行建模，得出恒星的时间平均对流响应时间为tau_0 ~ 150 s，这与MLT/alpha参数值在0.8和1.2之间大致一致。本文认为，对于DBV辐射子，τ_0的测量值比光谱技术得到的值更能反映恒星表面的相对温度。
2014-12-18 astro-ph.SR
