A Systematic Trend in the Observed vs. Predicted Radii of Transiting Brown Dwarfs
University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
该研究通过对比31个凌行褐矮星的观测与预测半径，发现存在半径相关的膨胀趋势，否定恒星加热为主要原因，该趋势或影响直接成像行星质量估计。
2026-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Atmospheric Regimes and Trends on Exoplanets and Brown Dwarfs
行星大气是行星的外层气体。除了在从太空观察到的第一个和最容易到达的行星层中具有科学意义外，它与行星的形成和演化，表面和内部过程以及行星的可居住性密切相关。目前关于行星大气的理论主要是通过对太阳系中的八颗大行星、冥王星和三颗大卫星（木卫一、土卫六和海卫一）的研究获得的。在太阳系之外，我们的银河系中已经确认了4000多颗太阳系外行星（系外行星）和2000颗褐矮星，它们的数量正在迅速增长。来自这些奇异天体的丰富信息提供了一个数据库，可以从统计意义上测试行星气候的基本理论。在这里，我们回顾了目前的知识，大气的系外行星和褐矮星从最近的观测和理论。这篇评论强调了重要的制度和统计趋势，在合奏的大气作为第一步，充分表征不同的亚恒星大气，说明了基本原则和关键问题。通过分析大气特征对基本行星参数的依赖性，获得了一些见解。主要的过程，影响大气稳定度，能量输送，温度，成分和流动模式进行了讨论和阐述简单的标度律。我们把这篇评论献给亚当·P·肖曼博士（1968-2020），以表彰他对巨行星、系外行星和褐矮星上大气动力学的理解所做出的根本性贡献。
2020-07-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nonlinear Alfvén Wave Model of Stellar Coronae and Winds from the Sun to M dwarfs
M矮星的大气层和风预计是高度磁化的。Alfvén波的非线性传播在加热恒星大气和驱动恒星风方面都起着关键作用。沿着这一Alfvén波方案，我们对M矮星的光球层、色球层到日冕和行星际空间的Alfvén波非线性传播进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟。基于模拟结果，我们发展了描述太阳和M矮星日冕温度、恒星风速度和恒星风质量损失率的半经验方法。我们发现M矮星的日冕比太阳日冕更冷，M矮星的星风比太阳风具有更快的速度和更小的质量损失率。
2020-12-20 astro-ph.SR
The TRENDS High-Contrast Imaging Survey. I. Three Benchmark M-dwarfs Orbiting Solar-type Stars
我们提出了一个新的高对比度成像计划，致力于恒星表现出长期的多普勒径向速度加速度（或“趋势”）的初步结果。TRENDS（用多普勒光谱学和成像技术获取标记天体）的目标是直接探测和研究负责加速其宿主恒星的伴星。在本系列的第一篇论文中，我们报告了在凯克使用NIRC 2自适应光学（AO）观测发现的围绕HD 53665、HD 68017和HD 71881运行的低质量伴星。随访成像显示通过共同的适当运动的关联。这些共同运动的伴星有红色，估计光谱类型分别为K7-M0，M5和M3-M4。我们确定了一个坚实的下限，他们的质量从多普勒和天体测量。在不久的将来，将有可能构建三维轨道并计算HD 68017 B和可能的HD 71881 B的动力学质量。我们已经探测到了HD 68017 B的天体测量轨道运动，它的预计距离为13.0 AU。每一个同伴是服从AO辅助直接光谱。此外，每颗伴星都围绕一颗太阳型恒星运行，这使得从主星推断金属丰度和年龄成为可能。此类基准物体对于测试冷矮大气的理论模型至关重要。
2012-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Silicate Clouds, SiO, and Molecular Trends across the L-T Sequence: A JWST/MIRI LRS Spectral Library of Brown Dwarfs
The University of Western Ontario（韦仕敦大学）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，CSIC-INTA）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）
该研究利用JWST的MIRI LRS对23颗L0 - T6矮星进行观测，获得其5 - 14μm光谱，详细研究硅酸盐吸收等特征，首次在矮星中检测气相SiO吸收，发现多颗双星，还发现单场矮星比经验关系暗，所建光谱库为JWST MIRI光谱解释提供校准基础。
2026-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Interaction of Planets and Brown Dwarfs with AGB Stellar Winds
在主序星之外，太阳型恒星经历了大量的质量损失，提供了一个行星和棕矮星同伴与周围物质相互作用的环境。为了研究渐近巨星分支（AGB）星的星风中嵌入的星下质量物体的相互作用，利用FLASH自适应网格加密程序进行了高分辨率的三维流体动力学模拟。注意力集中在扰动的亚恒星质量的物体上流出的拱星物质的形态。特别是，我们确定所产生的螺旋密度尾流的质量，轨道距离和速度的对象，以及风速和它的声速的函数的属性。我们的研究结果表明，未来的观测螺旋图案可能会对外流恒星风中看不见的低质量伴星的性质产生重要的约束。
2010-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Orbital Eccentricity-Radius Relation for Planets Orbiting M Dwarfs
本研究基于TESS和Kepler的236颗M矮星行星样本，发现轨道偏心率随行星半径增大而升高，且单次凌星行星在半径间隙处偏心率偏高，支持光蒸发机制。
2025-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can we detect aurora in exoplanets orbiting M dwarfs?
新的仪器和望远镜，如SPIRou，CARMENES和TESS，将使已知的绕M矮星运行的行星数量增加数倍。为了指导未来的无线电观测，我们估计无线电发射从已知的M-矮行星使用的经验辐射处方来自太阳系，其中无线电发射是由风的主恒星。利用类太阳风模型，我们发现最有希望进行无线电探测的系外行星是GJ 674 b和Proxima b，其次是YZ Cet b，GJ 1214 b，GJ 436 b。这些是离我们最近的系统（<10 pc）。然而，我们也表明，我们的无线电流量是非常敏感的未知属性的风的M矮星。那么，哪些类型的风会产生可探测到的无线电辐射呢？在“逆向工程”计算中，我们证明了质量损失率dot{M} > kappa_sw /u_sw ^[3]的恒星风会驱动行星射电辐射，这些辐射可以用现代仪器探测到，其中u_{sw}是当地的恒星风速度，kappa_sw是一个常数，取决于行星的大小、距离和轨道半径。利用GJ 436和Proxima Cen的静止风的观测约束特性，我们得出结论，GJ 436 b和Proxima b不太可能用当今的无线电仪器探测到，除非宿主恒星产生偶发的日冕物质抛射。如果GJ 674 b、GJ 876 b和YZ Cet b的主星风的dot{M} u_sw ^3> 1.8 e-4 Msun/yr（km/s）^3，它们就有很好的射电探测前景。
2019-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
New Observational Constraints on the Winds of M Dwarf Stars
来自哈勃太空望远镜（HST）的恒星H I莱曼α线的高分辨率紫外光谱提供了对日冕主序星风的观测约束，这要归功于恒星风和星际介质之间的相互作用所产生的天体层吸收特征。我们报告的结果，一个新的HST调查的M矮星，产生六个新的探测天体层吸收。我们估计这些检测的质量损失率，和上限nondetections。这些新的限制使我们能够描述M矮星风的性质及其对日冕活动的依赖性。对于绝大多数的M矮星，我们发现风的强度比太阳的弱或相当，即Mdot<=1 Mdot_sun。然而，其中两颗M矮星有更强的风：YZ CMi（M4 Ve; Mdot=30 Mdot_sun）和GJ 15 AB（M2 V+M3.5 V; Mdot=10 Mdot_sun）。如果把耀斑能量和日冕物质抛射（CME）质量之间的关系扩展到M矮星，那么即使这些风也比预期的要弱得多。因此，太阳耀斑/CME的关系似乎并不适用于M矮星，这对M矮星周围系外行星的可居住性有重要的影响。有证据表明，随着X射线通量的量化，Mdot随着日冕活动而有所增加，但分散程度很大。除了光谱类型和日冕活动之外，还必须涉及一个或多个其他因素来确定风的强度，磁拓扑学是一个明显的可能性。
2021-04-30 astro-ph.SR
The TRENDS High-Contrast Imaging Survey. VI. Discovery of a Mass, Age, and Metallicity Benchmark Brown Dwarf
亚恒星天体的质量和年龄是退化参数，在没有额外信息的情况下，使褐矮星的演化状态变得模糊不清。理论模型通常用于帮助区分年老的大质量棕矮星和年轻的低质量棕矮星，但这些模型尚未得到适当的校准。我们已经开展了一项红外高对比度成像计划，目标是探测作为附近恒星同伴的亚恒星物体，以帮助打破推断的物理性质（如质量，年龄和成分）的简并。而不是单独使用成像观测，我们的目标是预先选择的基础上存在的动态加速度从多年的恒星径向速度（RV）测量。在本文中，我们发现了一个罕见的基准褐矮星围绕附近的（$d=18.69\pm0.19$ pc），太阳型（G9 V）恒星HD 4747（[Fe/H]= $-0.22\pm0.04$），投影距离只有$ρ=11.3\pm0.2$ AU（$θ\approx$ 0.6”）。经过18年的精确多普勒测量，揭示了伴星的轨道，并使我们能够使用动力学（$m \sin(i) = 55.3\pm1.9M_J$）对其质量进行强有力的限制。相对测光（$ΔK_s=9.05\pm0.14$、$M_{K_s}=13.00\pm0.14$、$K_s - L' = 1.34\pm0.46$）显示HD 4747 B很可能是一颗晚型L矮星，如果靠近L/T转换，则是研究云物理、变率和偏振的有趣来源。我们估计一个模型依赖的质量$m=72^{+3}_{-13}M_J$的年龄为$3.3^{+2.3}_{-1.9}$陀螺仪…
2016-08-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
M-dwarf's Chromosphere, Corona and Wind Connection via the Nonlinear Alfvén Wave
M矮星的大气层预计是高度磁化的。磁场能量可以加热恒星的色球层和日冕，并驱动恒星风。Alfvén波的非线性传播是加热恒星大气和驱动星风的重要机制。基于这种Alfvén波方案，我们进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟，以再现TRAPPIST-1，Proxima Centauri，YZ CMi，AD Leo，AX Mic以及太阳的恒星大气和风。我们的研究直接解决了阿尔文波从恒星光球到色球层、日冕和行星际空间的非线性传播问题。模拟结果表明，通过Alfvén波的非线性模耦合产生的慢激波对恒星色球层（星刺）动力学和星风加速都有重要影响.我们的参数测量进一步揭示了恒星大气和风的物理量的下列一般趋势。(1)M矮星的日冕往往比太阳日冕更冷，密度更大。(2)与太阳风相比，M矮星的星风具有相对较快的速度和较小的质量损失率。本文阐明了这些趋势背后的物理机制，其中M矮星大气层结较强和来自M矮星光球层的阿尔文波能量输入相对较小是显著的。
2021-06-25 astro-ph.SR
Wind-accretion disks in wide binaries, second generation protoplanetary disks and accretion onto white dwarfs
从演化的施主星到它的伴星的质量转移是双星系统中恒星演化的一个标准特征。在宽联星中，伴星捕获了主星在风中喷射的部分质量。被捕获的物质形成一个吸积盘。在这里，我们使用数值方法研究风-吸积盘的演变，该方法使我们能够跟踪长期演变。对于一个广泛的初始条件，我们推导出的径向密度和温度分布的磁盘。在大多数情况下，风吸积会在AGB施主星的整个生命周期中产生长寿命的稳定盘。这些盘的质量是10^{-5}-10 ^{-3} M太阳的几倍，表面密度和温度分布遵循破幂律。圆盘中的总质量与所使用的粘度参数近似线性地成比例。大约有50%到80%的质量落入盘中，并与中心恒星吸积;其余的则从盘的外缘流出，进入主星的恒星风中。对于吸积速率较大的系统，次级吸积量可达0.1M太阳。当次级恒星是白矮星时，吸积自然会导致新星和超新星爆发。对于所有类型的二级恒星，大质量盘的表面密度和温度分布类似于在原行星盘中观察到的结构，这表明协调的观测计划可能会提高我们对不确定的盘物理学的理解。
2012-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The TRENDS High-Contrast Imaging Survey. V. Discovery of an Old and Cold Benchmark T-dwarf Orbiting the Nearby G-star HD 19467
附近的类太阳恒星HD 19467在16.9年的时间基线上显示出-1.37+/-0.09 m/s/yr的细微径向速度（RV）加速度（RV趋势），暗示存在一个遥远的轨道伴星。我们已经获得了高对比度的自适应光学图像的恒星使用NIRC 2在凯克天文台和报告的直接检测的机构，导致加速。伴星HD 19467 B比母星暗12.57+/-0.09等（对比度为9.4 e-6），蓝色J-K_s=-0.36+/-0.14（J-H=-0.29+/-0.15），距离1.653+/-0.004”（51.1+/-1.0 AU）。在1.1年的时间基线上获得的后续天体测量结果表明，通过共同的视差和自行的物理关联。利用多普勒观测和成像相结合的方法，从轨道动力学的角度计算出伴星质量的可靠下限m>51.9^{+3.6}-4.3}Mjup。根据4.3^{+1.0}-1.2} Gyr的陀螺年代学年龄，我们估算了与模型有关的质量m=56.7^{+4.6}-7.2}Mjup。等时线分析表明，$9\pm1$ Gyr的年龄要大得多，相当于质量m=67.4^{+0.9}-1.5}Mjup。HD 19467 B测得的颜色和绝对星等与晚期T矮星[~T5-T7]一致。我们可以推断这颗伴星的金属丰度很低，[Fe/H]=-0.15+/-0.04。HD 19467 B是第一个直接成像的基准T矮星，它绕着一颗类似太阳的恒星运行，并测量了RV加速度。
2014-08-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unravelling the baffling mystery of the ultrahot wind phenomenon in white dwarfs
超高激发（UHE）吸收线的存在（例如，O VIII）在几个最热的白矮星的光谱中构成了一个长达数十年的谜团，并且是从未在任何其他天体物理学物体中观察到的。这些特征的出现需要一个温度接近$10^6$ K的稠密环境，远超过恒星的有效温度。在这里，我们报告发现了一个新的热风白矮星，GALEXJ 014636.8 +323615。令人惊讶的是，我们第一次发现UHE特征的等效宽度的快速变化，这与恒星的旋转周期（$P=0.242035$ d）相关。我们解释这与存在的风馈拱磁层中的磁约束风冲击加热的材料所需的高温创建的UHE线。GALEXJ 014636.8 +323615的光度和光谱变化可以理解为磁轴相对于白矮星旋转轴的平行性的结果。这是第一次在一个明显孤立的白矮星周围发现了一个由风供给的星周磁层，并最终为超热风现象提供了一个合理的解释。
2018-11-07 astro-ph.SR
M-dwarf stellar winds: the effects of realistic magnetic geometry on rotational evolution and planets
我们进行三维数值模拟的早期M矮星的恒星风。我们的模拟纳入观测重建的大规模表面磁地图，表明磁场的复杂性可以发挥重要作用的角动量演化的恒星，可能解释大的分布周期在外地dM星，在最近的工作报告。尽管在我们的样本中的恒星之间的磁场拓扑结构的多样性，我们发现，恒星风（旋转）赤道面附近流动进行大部分的恒星角动量，但没有首选的余纬有助于质量损失，因为质量通量是最大的不同的余纬不同的恒星。我们发现，更多的非轴对称磁场的结果在更多的不对称的质量通量和风总压$p_{\rm tot}$（定义为热，磁和冲压压力的总和）。因为行星磁层的大小是由行星磁场和$p_{\rm tot}$之间的压力平衡决定的，所以在$3$中，（如在行星轨道上离恒星几个恒星半径的情况下所发现的）导致沿行星轨道路径的磁层半径变化约20%。与撞击地球的宇宙射线通量类似，这是反向调制的总开放太阳磁通量的非轴对称分量，我们得出结论，行星绕M矮星像DT~Vir，DS~狮子座和GJ~182，这有显着的非轴对称场分量，应该更有效地屏蔽银河系宇宙射线，即使行星缺乏保护自己的厚大气层/大磁层。
2013-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing periodic trends in the TESS light curves of the seventeen known Double White Dwarf systems
本研究利用TESS数据和SSA去噪技术分析了17个双白矮星系统的光变曲线，在6个系统中发现周期性趋势，并评估了其多普勒增强与椭球变化振幅，突出了TESS数据在识别DWD周期性变化中的价值。
2025-07-12 astro-ph.SR
Searching for radio emission from stellar wind-magnetosphere interaction or co-rotation breakdown in brown dwarfs
Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institute of Applied Computing & Community Code (IAC3)（应用计算与社区代码研究所）
研究通过射电观测探索棕矮星伴星的射电发射可能机制，发现无显著信号，但为模型参数提供约束，未来观测有望更深入探索。
2026-02-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The critical binary star separation for a planetary system origin of white dwarf pollution
银河系中四分之一到二分之一被观测到的单个白矮星的大气层含有来自行星碎片的重元素污染。然而，在双星系统中的白矮星中观察到的污染并不那么清楚，因为伴星风可以产生一股物质流，这些物质流被白矮星吸积。在这里，我们（一）讨论的必要性或缺乏一个主要的行星，以污染一个白矮星与轨道小行星在单和双系统，和（二）确定的临界二元分离超过吸积源是从一个行星系。因此，我们获得用户友好的功能，这两个恒星的质量和半径的距离，伴星风，吸积率到白矮星，各种各样的已公布的吸积处方。我们发现，对于已知双星中的大多数白矮星，如果检测到污染，那么污染应该来自行星物质。
2017-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Wind-Driven Evolution of White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）祖先的单一简并假设中，一颗白矮星快速地从它的伴星吸积富含氢或氦的物质，并表现为一个超软X射线源。这一观点受到了具有非常低质量伴星的超软X射线源的性质以及对附近几个超新星Ia的观测的挑战。已有研究指出，吸积中的白矮星的X射线辐射或星风可以激发星风或剥离伴星的质量，从而显著影响质量传递过程。本文对白矮星双星的风驱动演化进行了详细的计算。我们提出了可能的SN Ia祖细胞的参数空间，并为生存的同伴后SNe。结果表明，与传统的单简并方案相比，Ia超新星的前伴星具有更符合观测的特征。
2013-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Role of White Dwarfs in Cataclysmic Variable Spin-down
利用三维磁流体动力学数值模型研究了白矮星对激变变星系统自旋下降的影响。该模型包括恒星日冕、恒星风、WD质量和磁场。WD的存在通过物理上阻挡恒星风、重组恒星风、引导恒星风朝向WD表面以及改变阿尔文表面的形状和大小来改变系统的自旋。这些过程的组合在一组简单的测试案例中有所不同，并且由此产生的角动量损失率变化2-3倍，并且相对于具有单个M矮星的测试模型变化2倍。虽然该模型采用了一些简化，结果表明，目前在激变变量研究中使用的角动量损失计划不需要大幅修改。还获得了关于风吸积的见解。我们发现，有效的吸积开关相当迅速地减少轨道分离。吸积率取决于磁场排列，并应调制的磁周期的M矮星。对于白矮星磁场强度的特定值，一个有效的虹吸日冕等离子体从向内面对M矮半球发生。风的吸积率在相当相似的近距离双星之间预计会有10倍或更多的变化，这取决于磁场强度和轨道间隔。
2012-01-04 astro-ph.SR
Metallicities of M Dwarf Planet Host Stars from Kepler, K2, and TESS observed by APOGEE: Trends with Exoplanetary Radii and Orbital Periods
本研究利用APOGEE光谱测定了M矮星的金属丰度，发现大行星和短周期行星更倾向于出现在富金属恒星周围，且多行星系统宿主星更贫金属，揭示了恒星金属丰度与系外行星半径、轨道周期及系统构型的关联。
2025-08-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Uniform Retrieval Analysis of Ultracool Dwarfs. III. Properties of Y-Dwarfs
超冷的褐矮星为了解亚恒星大气物理和化学提供了一个独特的窗口。它们在红外波长处有很强的分子吸收带，半径类似木星，温度较低，缺乏复杂的恒星辐射，使它们成为了解类木星大气的理想试验台。在这里，我们报告的结果，一组14 Y和T-矮星观察哈勃空间望远镜宽视场相机3仪器的统一大气反演分析。从我们的检索分析，我们发现的温度结构在很大程度上是一致的辐射对流平衡在大多数对象。我们还确定了水、甲烷和氨的丰度以及碱金属钠和钾的上限。对水和甲烷的约束与化学平衡模型的预测一致，而对氨的约束可能受垂直不平衡混合的影响，与以前的工作一致。我们的关键结果源于对碱金属丰度的限制，我们发现它们随着有效温度的降低而持续消耗，这与Line等人（2017）对稍微温暖的晚期T矮星样本进行的先前检索分析中确定的趋势一致。这些限制表明，先前观察到的Y-J颜色趋势的T/Y过渡是最有可能的，由于这些金属的消耗，根据预测从平衡冷凝雨化学。最后，我们模拟未来的詹姆斯·韦伯太空望远镜观测的超冷矮星，并发现NIRSpec PRISM提供了最好的机会，在发展高精度的基本大气特征的约束。
2019-03-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simultaneous Multi-Wavelength Observations of Magnetic Activity in Ultracool Dwarfs. III. X-ray, Radio, and H-alpha Activity Trends in M and L Dwarfs
[摘要]作为我们正在进行的超冷矮星磁场特性研究的一部分，我们同时对三个M9.5-L2.5矮星（BRI 0021 -0214，LSR 060230.4 +391059和2 MASSJ 052338.2 -140302）进行了无线电，X射线和H-α观测。我们没有检测到来自三个来源中任何一个的X射线或无线电发射，尽管之前检测到来自BRI 0021和2 M0523 -14的无线电发射。分别从2 M0523 -14和BRI 0021中检测到稳定和可变H-α发射，而从LSR 0602 +39中未检测到H-α发射。总的来说，我们对9个M8-L5矮星的调查使X射线中观察到的超冷矮星的数量增加了一倍，L矮星的数量增加了两倍，此外还提供了迄今为止最深的极限，log（L_X/L_bol）<-5。有了这个更大的样本，我们找到了第一个明确的证据，证明从中M到中L矮星的X射线活动大幅减少了大约两个数量级。我们发现，对于SP>M6，X射线和H-α的下降大致遵循L_{X,Halpha} /L_bol ~ 10^[-0.4x（SP-M6）]。然而，在无线电波段，从M0到L4，光度保持相对不变，导致L_rad/L_bol大幅增加。我们的巡天还提供了第一个对超冷矮星进行射电/X射线/H-α同步观测的综合数据集，并揭示了射电/X射线相关性在谱型M7之外的清晰分解，在谱型M7-M9的狭窄范围内从L_{ν,rad} /L_X…
2009-09-27 astro-ph.SR
Trends in Ultracool Dwarf Magnetism. II. The Inverse Correlation Between X-ray Activity and Rotation as Evidence for a Bimodal Dynamo
对太阳型恒星磁活动指标的观测显示出与自转的关系，在最快的自转体中，磁活动指标增加，直至达到“饱和”水平，而磁活动指标则适度减少（“过饱和”）。虽然X射线数据表明，这种关系在超冷矮星（UCD;光谱类型>M7）中被强烈破坏，但有限的X射线探测次数阻止了确定的结论。本文分析了38个超冷矮星的X射线活度-转动关系。我们的样本代表了迄今为止最大的X射线活动超冷矮星目录，包括7个新的和4个以前未发表的钱德拉观测结果。我们确定了大量的快速旋转的UCD与X射线活动延伸两个数量级低于预期的饱和水平，并测量旋转和X射线活动之间的“过饱和”型的关系。UCD X射线活动在固定旋转时的散射比早期类型的恒星大3倍。我们讨论了几种机制，已被提出来解释的数据，包括离心剥离的电晕，并发现它们与观察到的趋势不一致。相反，我们认为，一个额外的参数与X射线活动和旋转是负责观察到的效果。UCD磁场的塞曼多普勒成像的结果和我们的同伴研究的无线电/X射线通量比的基础上，我们认为，这个参数是磁场拓扑结构，并在UCD X射线通量的大散射反映了两个发电机模式，产生不同的拓扑结构的存在。
2014-02-20 astro-ph.SR
Circular Polarimetry of Suspect Wind-accreting Magnetic pre-Polars
我们目前的结果，从候选人的分离磁白矮星- M矮双星获得使用北欧光学望远镜，拉帕尔马圆偏振调查。我们获得了相位分辨光谱偏振和成像偏振的七个系统，其中五个显示出清晰的可变圆偏振。数据表明，这些目标具有磁场强度> 80 MG的白矮星。我们的研究表明，回旋辐射可以主导的光学光度在相应的回旋辐射谐波的波长，即使在系统中的白矮星只有风吸积。这意味着伴星的恒星风中有很大一部分被磁性白矮星捕获，减少了前CV中的磁制动。此外，几个分离的，风吸积磁系统的极化确认提供了观测约束的磁CV演化和白矮星磁场产生的模型。我们还发现，白矮星磁场配置在至少两个这些系统似乎是非常复杂的。
2022-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of stellar winds and tidal locking effects on the habitability of Earth-like exoplanets around M dwarf stars
Sapienza, Università di Roma（罗马大学）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）
研究评估了恒星风和潮汐锁定对M型星系类地球行星宜居性的影响，发现脉冲压力对磁层大小的影响显著，早期地球磁层在部分情况下可实现。
2025-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Earth-like Galactic cosmic ray intensity in the habitable zone of the M dwarf GJ 436
银河系宇宙射线是生命背景下重要的高能粒子。许多研究工作都对银河系宇宙射线通过太阳日球层的传播进行了研究。然而，M矮星系统中的宇宙线通量仍然知之甚少。研究银河系宇宙射线通过M矮星的天体层的传播对于理解其对轨道行星的影响是很重要的。在这里，我们重点关注行星系统GJ 436。我们使用一个组合的1D宇宙线传输模型和1D阿尔文波驱动的恒星风模型进行模拟。我们使用两种恒星风设置：一种是磁主导，另一种是热主导。虽然我们的恒星风有相似的磁场和速度分布，但它们的质量损失率却相差两个数量级。正因为如此，它们产生了两种不同的天体层大小，一个比另一个大十倍。在距离小于0.2天文单位的地方，磁主导风比热主导风更能调制银河系宇宙射线，这是由于当地风速较高。在0.2和1 au之间，两种情况下的通量开始收敛。然而，对于距离> 10 au，空间扩散占主导地位，和GeV的宇宙射线的通量几乎是未调制的。我们发现，无论风的制度，银河宇宙射线的流量在宜居带的GJ 436（0.2 - 0.4 AU）是在地球上观察到的强度相媲美。另一方面，在GJ 436 b（0.028天文单位）周围，两种风态都预测银河宇宙线通量比在地球上观测到的值小大约$10^4$倍。
2021-05-19 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing the Planet-Metallicity Correlation in M-dwarfs with Gemini GNIRS Spectra
虽然拥有巨行星的FGK主序星的行星-金属丰度相关性已经很好地建立起来，但对于M-矮星，结果并不那么清楚，因为精确的金属丰度测量并不简单。然而，使用近红外光谱的新技术显示出有希望的结果。使用这些，我们确定恒星参数和金属丰度的样本16 M-矮星，其中11个主机行星，近红外光谱从双子座近红外光谱仪（GNIRS）。我们发现有行星的M矮星比没有行星的M矮星更富含金属。这一基于GNIRS光谱的结果得到了分析的支持，分析了相对较大的具有行星的M颗恒星样本（总共18颗）和213颗没有已知行星的M颗恒星的对照样本，这些样本来自Terrien等人（2015）的目录。一方面，这与文献中报道的趋势（不仅是M-恒星，也是太阳型恒星）相吻合，另一方面，这表明GNIRS光谱在获得M型恒星的可靠恒星参数方面的实用性。我们还发现，拥有巨行星的M矮星比那些与低质量行星（海王星或超级地球类型）相关的矮星更倾向于金属。这一趋势也与以前报道的太阳型恒星的趋势一致。这些结果将有利于行星形成的核心吸积模型。
2017-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet-induced radio emission from the coronae of M dwarfs: the case of Prox Cen and AU Mic
最近已经探测到来自低质量恒星的无线电发射，其中一些是恒星-行星相互作用的指示。受这些令人兴奋的新结果的启发，在本文中，我们提出了两个活跃的行星托管M矮星Prox Cen和AU Mic的阿尔文波驱动的恒星风模型。我们的模型包括大规模的光球磁场地图重建使用塞曼多普勒成像方法。我们得到的质量损失率为$0.25~\dot{M}_{\odot}$的近端岑风。对于年轻的矮AU Mic，我们探讨了两种情况：低质量损失率和高质量损失率。在我们的风模型中，根据加热日冕的阿尔文波的性质，我们得到了AU Mic的$27$和$590~\dot{M}_{\odot}$的质量损失率。我们使用我们的恒星风模型来评估在这两个系统中产生的电子回旋脉泽不稳定性发射，通过一个类似的机制，亚Alfvénic磁共振-木卫一相互作用。对于Prox Cen，我们没有找到任何可行的方案，行星可以在恒星的日冕中引起无线电发射，因为行星的轨道在超阿尔夫维尼克制度中离恒星太远。然而，在AU Mic的情况下，有一个恒星风质量损失率为$27~\dot{M}_{\odot}$，我们发现，在系统中的行星b和c可以诱导无线电发射从$\sim10$ MHz到3 GHz的主恒星的日冕中的大部分轨道，与峰值流量密度为$\sim10$ mJy。探测到这样的无线电辐射将使我们能够对恒星的质量损失率设定上限。
2021-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
The TRENDS High-Contrast Imaging Survey. III. A Faint White Dwarf Companion Orbiting HD 114174
附近的类太阳恒星HD 114174表现出强烈而持续的多普勒加速度，表明存在一个看不见的遥远伴星。我们已经获得了高对比度成像观测这颗星使用NIRC 2在凯克和报告的直接检测机构负责造成的“趋势”。HD 114174 B的预测分离度为692+/-9质量（18.1天文单位），在K波段比它的宿主暗10.75+/-0.12等（对比度为5x 10 {-5}），需要积极的点扩散函数减法来识别。我们的天体测量时间基线为1.4年，通过共同的自行证明了物理关联。我们发现HD 114174 B的绝对星等为MJ =13.97+/-0.11，色为J-K= 0.12+/-0.16，这些特征与T3矮星一致，使我们初步认为HD 114174 B是一个亚星天体。然而，结合径向速度测量和现有成像数据的动力学分析表明，最小质量为m=0.260+/-0.010Msun。我们认为HD 114174 B是一颗白矮星.假设富氢成分，大气和演化模型拟合得到的有效温度Teff = 8160+/-4000 K，表面重力log g=8.90+/-0.02，冷却年龄t_c=3.4 Gyr，这与4.7+/-2.4 Gyr的宿主星等时年龄估计一致。HD 114174 B是距离太阳仅d=26.1 pc的基准天体。它可以被研究得比得上天狼星和南河三，并被用来理解白矮星残骸的质量与其祖先质量之间的联系。
2013-08-07 astro-ph.SR
Metal abundances in hot white dwarfs with signatures of a superionized wind
大约有十几颗有效温度Teff = 65，000 - 120，000 K的热白矮星在它们的光谱中表现出不寻常的吸收特征。这些物体被暂时确定为电离阶段V-X的超高激发金属的里德伯线，表明在温度接近一百万开尔文的稠密环境中形成的线。由于一些特征显示出向蓝的延伸，有人认为它们源于超离子化的风。不可能将这些谱线唯一地归属于特定的元素，尽管它们可能来自C、N、O和Ne。为了进一步研究这一现象，我们分析了这一群中仅有的三颗恒星的紫外光谱，即两颗富氦的白矮星，HE 0504-2408和HS 0713+3958，光谱类型为DO，以及一颗富氢的白矮星，HS 2115+1148，光谱类型为DAO。我们确定了轻金属（C，N，O，Si，P和S）与一般subsolar丰度和重元素从铁组（Cr，Mn，Fe，Co，Ni）与太阳能或oversolar丰度。丰度模式是不寻常的热WD，可以解释为重力沉降和辐射悬浮的元素的结果。至于超高离化金属谱线的起源，我们讨论了可能存在的多组分辐射驱动风，这是加热的。
2017-11-11 astro-ph.SR
MagAO Imaging of Long-period Objects (MILO). II. A Puzzling White Dwarf around the Sun-like Star HD 11112
HD 11112是一颗类似太阳的老恒星，它有着长期的径向速度（RV）趋势，这表明它有一颗大质量的伴星。在这里，我们提出了直接图像的来源负责的趋势，使用麦哲伦自适应光学系统。我们探测到的对象（HD 11112 B）在2 \fasec 2（100 AU）在多个波长跨越0.6-4 \microns ~，并表明它最有可能是一个引力约束冷白矮星。模拟其光谱能量分布（SED）表明，它的质量是0.9-1.1 \msun，这对应于非常高的偏心率，近边缘的轨道从马尔可夫链蒙特卡罗分析的RV和成像数据一起。白矮星的总年龄是$>2σ$，在大多数假设下与主星的年龄不一致。如果白矮星的祖先最初是一个双白矮星双星，然后合并成观测到的高质量白矮星，这个问题就可以解决。HD 11112 B是一个独特而有趣的基准天体，可用于校准冷白矮星的大气和演化模型，因此在未来几年内应继续通过RV和直接成像进行监测。
2016-09-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Atmospheric mass loss by stellar wind from planets around main sequence M stars
我们提出了一个分析模型的行星大气和恒星风之间的相互作用，从主序星M星，获得一个快速的测试模型，估计由于这种相互作用的总大气质量损失的时间尺度的目的。位于M矮星适居带的行星可能被潮汐锁定，并且可能有弱磁场，因此我们考虑没有磁场的行星的极端情况。该模型给出了行星大气质量损失率作为恒星风和行星属性（质量，大气压力和轨道距离）和卷吸效率系数$α$的函数。我们使用一个混合层模型来探讨两种不同的情况：一个与时间无关的恒星质量损失和恒星质量损失率随时间的推移而减少。对于这两种情况，我们认为行星质量范围内的$1\to10$ M $_{\oplus}$和大气压力值为1，5和10大气压。对于与时间相关的情况，在M矮星的可居住带中没有磁场的行星，其初始恒星质量损失为$\leq \dot{M}_{w} < 10^{-11}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，可以保留它们的大气层至少1 Gyr。这种情况可能适用于早期的光谱型M矮星（早于M5）。研究表明，晚型M矮星（晚于M5）可能会在很长一段时间内活跃（$\geq 4$ Gyr），因此，我们的恒星质量损失率恒定的模型可能更准确。对于这些恒星，大多数行星可能在1 Gyr或更短的时间内失去了它们的大气层，因为大多数晚期M型矮星预计是活跃的。我们强调，我们的模型只考虑没有磁场的行星。显然，如果我们考虑磁场的存在，我们必须期待更高的抗大气侵蚀能力。
2010-05-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Small Brown Dwarf in an Aligned Orbit around a Young, Fully-Convective M Star
本文利用MAROON-X观测的RM效应，首次测量了围绕全对流M矮星运行的褐矮星系统LP 261-75的倾角，发现其高度对齐，并指出该褐矮星的半径异常，暗示其可能具有独特的形成历史。
2024-11-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid Variability in the Wind from the White Dwarf Merger Candidate J005311
我们分析了白矮星合并候选者J 005311的时间序列光谱，并确认其独特的性质的光谱。我们检测到Gvaramadze等人（2019; arXiv：1904.00012）模型中预测的在343 nm处达到峰值的额外宽发射特征。比较大双筒望远镜（LBT）拍摄的10个光谱，我们发现OVI 381.1/383.4nm发射特征的轮廓存在显着变化。这似乎是由J 005311恒星风中的团块产生的快速移动的次峰引起的。这条线的变化类似于在许多沃尔夫-拉叶星上看到的。然而，在J 005311中，次峰的运动速率似乎非常高，因为它们可以在不到两小时内达到16000 km/s。
2020-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Sloan digital sky survey data release 7 spectroscopic m dwarf catalog iii: The spatial dependence of magnetic activity in the galaxy
我们分析了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布7的59，318 M矮星的磁活动。这项分析探讨了M矮星活动的空间分布，它是与银河平面垂直距离（Z）和与银河中心平面距离（R）的函数。我们证实了既定的趋势，减少磁活动（H-α发射测量）与增加距离的中间平面的磁盘，并找到证据的趋势银河系中心半径。我们测量一个非零的径向梯度的活动部分在我们的分析与光谱类型dM 3和dM 4的恒星。活动分数增加与R，可以解释为减少平均恒星年龄与银河系中心的距离增加。
2013-06-28 astro-ph.SR
Signs of accretion in the white dwarf + brown dwarf binary NLTT5306
我们提出了新的XSHOOTER光谱NLTT 5306，0.44 $\pm$ 0.04 \msun白矮星在一个短周期（101\，min）的双星系统与褐矮星的同伴，很可能是以前经历了共同的信封演变。我们已经证实了H $α$发射的存在，并发现了与白矮星有关的Na I吸收。这些观测结果表明有吸积现象。吸积通常通过UV和X射线范围内的高能量发射来证明。然而，我们的\textit{Swift}观测涵盖了三个波段（uvw 1，uvm 2，uvw 2）的整个轨道周期，没有发现紫外线过量或调制。我们使用X射线非探测来设定2 $\times$ 10 $^{-15}$ \msun/年$^{-1}$的吸积速率的上限。我们比较NLTT 5306类似的吸积双星与褐矮星捐助者，并建议推断吸积率可能是从风吸积或吸积从碎片/尘埃盘。缺乏圆盘的证据意味着NLTT 5306正在从潜在的低重力棕矮星中产生微弱的风。吸积速率的上限表明，低至0.45kG的磁场就足以实现这一点。如果得到证实，这将构成对褐矮星风的首次探测，并可能对质量损失率提供有用的限制。
2019-01-16 astro-ph.SR
Magnetic wind-driven accretion in dwarf novae
矮新星（DNe）和X射线双星的爆发被认为是由于吸积盘中的热粘性不稳定性。盘不稳定性模型（DIM）假设吸积是由湍流输运驱动的，通常归因于磁旋转不稳定性（MRI）。最近的结果指出，单独的MRI湍流不能再现DNe的光变曲线。我们的目标是研究风驱动吸积对DNe光变曲线的影响。局部和全球的模拟表明，磁流体动力风是存在的磁场线程磁盘时，即使是相对较高的比率的热压力，磁压力（$β\approx 10^{5}$）。这些风在去除角动量方面非常有效，但不会加热圆盘;它们的行为不像MRI驱动的湍流。我们在DIM的角动量方程中加入了风驱动的运输，假设一个固定的磁配置：偶极或常数半径。我们使用的处方风扭矩和湍流扭矩来自剪切箱模拟。风的扭矩增强了物质的吸积，导致光变曲线看起来像DNe爆发时，假设一个偶极场的时刻$μ\approx10^{30}\,\mathrm{G\,cm^{3}}$。在风占主导地位的区域，盘是冷的，光学薄，吸积速度是音速。这就好像内盘被截断了，导致白矮星边界层的静态X射线亮度比标准DIM预期的要高。如果风主导的区域足够大，则盘稳定，可能导致“暗”盘发出很少的辐射。风驱动的吸积可以在塑造DNe和X射线双星的光变曲线方面发挥关键作用。未来的研究将需要包括穿过磁盘的磁场的时间演化，以充分评估其对吸积流动力学的影响。
2019-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Universal Decline Law of Classical Novae. IV. V838 Her (1991): A Very Massive White Dwarf
我们提出了一个统一的模型的光学和紫外（UV）光变曲线的最快的经典新星之一，V838武仙座（新星武仙座1991年），并估计其白矮星（WD）的质量。基于新星爆发的光学厚风理论，我们模拟了自由-自由辐射的光学光变曲线和黑体辐射的UV 1455 λ光变曲线。我们的1.35 \pm 0.02 M_（\sun WD）模型同时再现了光学和紫外1455 λ观测。由风引起的质量损失为Δ M_{wind} \sim 2 \times 10^{-6} M_ \sun。我们提供了红化的新测定，E（B-V）= 0.53 \pm 0.05，距离为2.7 \pm 0.5 kpc。
2009-09-08 astro-ph.SR
Properties of O dwarf stars in 30 Doradus
我们进行定量光谱分析的105个可能是单O型矮星在30剑鱼座，位于大麦云云。我们使用VLT火焰狼蛛调查中获得的中高分辨率多历元光学光谱数据。恒星和风参数是通过自动工具IACOB-GBAT得出的，该工具基于FASTWIND模型的大网格。我们还受益于贝叶斯工具BONSAI估计进化质量。我们对大麦哲伦星系中O型矮星的有效温度进行了光谱定标，解决了质量不一致问题，并研究了样品的风性质。
2017-07-13 astro-ph.SR
Long-Term Trends In The Solar Wind Proton Measurements
利用OMNI对近地太阳风的观测，研究了1965-2015年太阳风质子温度（Tp）和速度（Vp）以及质子密度（np）和速度之间关系的长期时间演化。我们发现质子温度-速度（TP-Vp）斜率从1972年到2010年长期下降，但自2010年以来一直呈上升趋势。由于太阳风质子密度-速度（np-Vp）关系不像Tp-Vp关系那样是线性的，我们对np-Vp进行幂律拟合。指数（np-Vp关系中的陡度）与太阳活动周期相关。这个指数与当前的太阳片倾斜角的相关性比与太阳黑子数量的相关性更强，因为太阳黑子数量的最大值在各个周期之间变化很大，而倾斜角的最大值则没有变化。为了理解这一发现，我们检查了不同速度范围的平均np，发现对于慢风np与太阳黑子数高度相关，滞后约4年。快风np变化较小，但与周期同步。这种相位差可能有助于np-Vp指数与太阳活动周期的相关性。这些长期趋势很重要，因为基于Tp和Vp数据拟合的经验公式通常用于识别ICME，但这些公式不包括任何时间依赖性。太阳风密度在一个太阳活动周期中的变化将使近地空间环境和日光层的总体范围发生相应的变化。
2016-10-19 astro-ph.SR physics.space-ph
Where to find over-massive brown dwarfs: new benchmark systems for binary evolution
在适当的条件下，在生命后期获得足够质量以越过氢燃烧极限的棕矮星不会变成低质量恒星，而是基本上保持棕矮星的样子。虽然这些天体被称为米色矮星或超大质量棕矮星，原则上可能存在，但仍不清楚它们在天体物理学上是如何形成的。我们表明，吸积从AGB风，风洛希瓣溢出机制的帮助下，很可能会产生大量的可观察到的超大质量棕矮星的人口，虽然其他机制仍然是合理的。具体来说，我们预测，在半长轴为10天文单位的轨道上，与一颗大质量棕矮星伴星一起诞生的类太阳恒星可能会产生超大质量的棕矮星，这些棕矮星可能是今天发现的捐赠恒星残余白矮星的伴星。这样一个天体的识别和特征描述将对双星演化产生独特的限制，因为褐矮星的初始质量有一个坚实的上限。
2022-04-11 astro-ph.SR
Turbulent and wind-driven accretion in dwarf novae threaded by a large scale magnetic field
矮新星（DNe）是吸积白矮星，由于吸积盘中的热粘性不稳定性而爆发。爆发时间尺度限制了$α$，即粘性应力与热压力的比值，从而限制了角动量输运机制。爆发状态具有PDMATHAMN，而静止状态具有$α\approx0.03$。由于磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流输运通常被认为是DNe中角动量输运的来源。在这里，我们进行3D本地磁流体动力学（MHD）剪切盒模拟，包括垂直分层，辐射转移和净恒定的垂直磁通量，探讨如何运输之间的变化的爆发和静止状态的DNe。我们发现，一个恒定的$B_z$提供了一个更高的$α$在平静比爆发，在相反的预期。包括电阻率会在静止时淬灭MRI湍流，抑制传输，除非磁场足够高，这再次导致$α\approx0.1$。有净极向通量的模拟和没有净极向通量的模拟之间的一个主要区别是，在前者的角动量传输之间的湍流和风驱动的运输。我们发现，即使在低磁场$\sim 1$ G。这可能会对观测信号产生重大影响，因为风驱动的运输不会加热磁盘。此外，风输运不能简化为$α$处方。我们提供适合$α$和风扭矩与$β$，热磁压力比。我们的结论是，演化的热粘性不稳定性，其后果的爆发周期的CV，需要认真修改，考虑到大部分的吸积能量可能会被带走的风，而不是被本地消散。
2018-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of Atmospheric Cooling on the Vertical Velocity Dispersion and Density Distribution of Brown Dwarfs
我们提出了一个蒙特卡罗模拟，旨在预测在银河系中的棕矮星的垂直速度色散。我们表明，由于这些恒星不断冷却，速度色散随光谱类型有明显的趋势。通过对初始质量函数、恒星形成历史和冷却模型的现实假设，我们发现速度色散与M矮星的观测结果大致一致，在我们的研究中（$\sim$ T9），速度色散随着较冷的光谱类型而减小，随着最冷的光谱类型而再次增加。我们预测的速度分散的L/T过渡对象的最小值，但最小的详细属性主要取决于恒星形成的历史。由于这种趋势是由于褐矮星冷却，我们预计作为光谱类型的函数的速度色散应该偏离恒定的氢燃烧极限。我们转换速度色散的垂直尺度的高度使用标准磁盘模型，并提出了类似的趋势，磁盘厚度作为光谱类型的函数。我们建议，未来的宽视场测光和/或光谱任务可能会收集相当大的样本遥远（$\sim\!1$ kpc）的矮星，跨越氢燃烧的限制。因此，我们推测这样的观测可能提供了一种独特的方式来限制氢燃烧的平均光谱类型。
2017-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
VISTA variables in the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy: pulsation- vs. dust-driven winds on the giant branches
在超过260万颗恒星覆盖11平方度的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的核心VISTA Z波段观测的变化进行了检查。一般来说，Sgr dSph巨分支上的脉动似乎是由内部kappa机制激发的。脉动振幅在红色和渐近（RGB/AGB）巨星之间，以及在相同光度下未红化的富碳和富氧恒星之间出现相同。富氧恒星之间的红外过量和变化之间缺乏相关性表明脉动对Sgr dSph中富氧恒星的风驱动没有显着贡献，尽管这些恒星的低振幅意味着这可能不适用于其他地方。在我们观测到的恒星中，被尘埃包裹的碳星具有最高的振幅。只有在这些恒星中，外部卡帕机制驱动的脉动似乎是可能的，这是由它们更不透明的富碳分子或尘埃的变化引起的。这可能使脉动驱动风在碳星中有效。可变性可以简化为幂律（振幅与L/T^2成比例），就像在其他系统中一样。总共，我们识别了3026颗变星（与r.m.s.δ Z的变化>~ 0.015等），其中176个是与Sgr dSph的上部巨分支有关的长周期变星。我们还在SgrdSph中确定了324个候选天琴座RR变星，在银河系外隆中确定了340个候选天琴座RR变星。
2014-01-15 astro-ph.SR
Super-Eddington wind scenario for the progenitors of type Ia supernovae: Accreting He-rich matter onto white dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）被认为是碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸。然而，到CO WD的质量吸积过程仍然没有完全理解。在本文中，我们研究了富氦物质到CO WD的吸积，并探讨了一种情况下，强风形成的WD的表面上，如果总光度超过爱丁顿限制。利用一个名为恒星天体物理实验模块（MESA）的恒星演化程序，模拟了质量为0.6- 1.35 Msun的CO WD对He的吸积过程，并计算了不同吸积率（10 - 8 - 10 - 5 Msun/yr）下的吸积率。如果在确定爱丁顿吸积率时包括总光度的贡献，那么超爱丁顿风可以在比以前基于稳态模型的研究相对较低的吸积率下触发。超爱丁顿风可以阻止具有高吸积率的WD演化成红巨星状He星。我们发现，从我们的模拟判断，来自WD的热能的贡献是不可忽略的，即使核燃烧能量是光度的主要来源。我们还提供了稳定的He燃烧制度，其中WD不失去任何吸积物质，并增加其质量稳定的限制，并计算了质量保留效率在He层闪光的WD质量和吸积率。这些结果可用于未来的二进制人口合成计算。
2015-10-12 astro-ph.SR
The optically thick rotating magnetic wind from a massive white dwarf merger product
WD J 005311是一颗新发现的中红外星云中的白矮星。光谱观测表明，存在一个富含碳/氧风的终极速度$v_{\infty,\rm obs}\sim 16,000\,\rm km\,s^{-1}$和质量损失率$\dot M_{\rm obs}\sim 3.5\times 10^{-6}\,M_\odot$年$^{-1}$。在这里，我们一贯解释WD J 005311的属性使用一个新构建的风的解决方案，其中光学厚流出发射的碳燃烧壳上的氧氖核心和加速的旋转磁场，成为超音速和未绑定的光球。我们的模型表明WD J 005311的质量为$M_* \sim 1.1\mbox{-}1.3\,M_\odot$，磁场为$B_* \sim (2\mbox{-}5)\times 10^7\,\rm G$，自旋角频率为$Ω\sim 0.2\mbox{-}0.5 \,\rm s^{-1}$。大的磁场和快的自旋支持碳氧WD合并起源。WD J 005311既不会爆炸成Ia型超新星，也不会坍缩成中子星。如果风继续吹另一个几千年，WDJ 005311将自旋明显下降，并加入到已知的缓慢旋转的磁性WD序列。否则，它可能会出现一个快速旋转的磁性WD，并可能是一个新的高能源。
2019-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analysis of Galactic late-type O dwarfs: more constraints on the weak wind problem
为了解决弱风问题，我们研究了五颗晚型O型矮星的恒星和风性质。采用TLUSTY模式网格计算恒星参数，采用CMFGEN程序计算风参数。我们发现，光谱主要有光球起源。在CIV 1549中可以看到微弱的风信号，从那里获得的质量损失率与之前CMFGEN关于O 8 -9V恒星的结果一致。在这些质量损失率和理论预测值之间发现了大约2个数量级的差异（Mdot（Vink）），证实了在log L/Lsun < 5.2时修正的风动量-光度关系的崩溃或变陡。我们估计了样本恒星的碳丰度，并得出结论，其不确定性不会导致弱风问题。使用不同离子的谱线，即PV 1118，28、CIII 1176、NV 1239，43、Si IV 1394，03和NIV 1718，确定了所有物体的Mdot上限。所有得到的值也与理论预测不一致，支持弱风的现实。与CIV 1549一起，NV 1239，43的使用导致最低的质量损失率：上限表明Mdot必须小于约-1.0 dex Mdot（Vink）。关于其它转变，上限仍然指向低速率：Mdot必须小于约$(-0.5 \pm 0.2)$ dex Mdot（Vink）。我们研究了不同质量损失率的H α线的行为。我们还探索了用Mdot（Vink）拟合观察到的光谱的方法。通过使用大量的X射线，我们证实了很少有风排放发生，就像在弱风中一样。然而，不得不使用不切实际的X射线光度（log Lx/Lbol …
2009-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the Angular Momentum Loss of Low-Mass Stars: The Case of V374 Peg
最近，获得了一小部分活跃M矮星的表面磁场图，显示出完全对流的恒星（光谱类型~M4及以后）拥有强烈的（~kG），主要是轴对称的极向场。特别是，快速旋转的M矮星V374 Peg（M4），被认为位于理论上的完全对流阈值附近，在1年的时间尺度上呈现出稳定的磁拓扑。V374 Peg的快速旋转（P=0.44天）及其强烈的磁场指向日冕风的磁离心加速。在这项工作中，我们的目标是调查的结构，日冕磁场在M矮V374 Peg的三维磁流体动力学（MHD）数值模拟的日冕风。第一次，观测推导的表面磁场地图实现在MHD模型的恒星风的低质量恒星。我们自洽地考虑了外流风与磁场的相互作用，反之亦然。因此，从磁力和风力之间的相互作用，我们能够确定磁场的配置和日冕风的结构。我们的研究结果使我们能够评估的角动量损失的快速旋转M矮星V374 Peg。
2011-01-06 astro-ph.SR
Trends in Ultracool Dwarf Magnetism. I. X-Ray Suppression and Radio Enhancement
虽然现在已经知道超冷矮星（UCD）可以产生和消散强磁场，但对潜在的发电机仍然缺乏清晰的了解。我们对七个UCD进行了X射线和射电观测，它们的光谱类型范围很窄（M6.5-M9.5），但投影旋转速度范围很宽（vsin i ~ 3-40 km/s）。我们还分析了未发表的档案钱德拉观测的四个额外的对象。所有新观察到的目标都是在X射线中检测到的，而只有一个是在无线电中检测到的，其余的都有敏感的上限。我们提出了一个无线电和X射线测量的UCD数据库，并根据这些波段中磁活动之间的所谓Güdel-Benz关系（GBR）考虑数据。一些UCD具有非常明亮的无线电发射和微弱的X射线发射，与快速旋转的预期相比，而另一些则表现出相反的行为。我们表明，UCD将仍然是无线电发光相对于GBR，即使他们的X射线发射在标准的快速旋转“饱和”的水平。最近的塞曼-多普勒成像和地球发电机模拟结果表明，快速旋转的UCD可能含有一个更强的轴对称磁场或更弱的非轴对称磁场的磁发电机。我们认为，数据可以解释的情况下，强场对象服从GBR，而弱场对象是无线电过亮和X射线下发光，可能是因为人口的回旋同步发射日冕电子，不断补充低能量重连事件。
2014-02-20 astro-ph.SR
Discovery of a new Y dwarf: WISE J030449.03-270508.3
我们提出了一个新的Y矮星，WISE J030449.03-270508.3，从候选样本中确认，该样本旨在从WISE数据库中挑选出低温天体。新的天体在与光谱标准进行视觉比较后被归类为Y 0 pec，并且可能位于10-17 pc的距离。它的切向速度表明它是薄盘成员，但它的一些光谱特征表明它可能是贫金属和/或比以前确定的Y 0矮星更老。根据较温暖的晚期T型矮星的趋势，Y波段通量峰形态表明太阳下的金属丰度，而J波段通量峰的增强红翼提供了高重力和/或低金属丰度的证据（相关的模型趋势表明年龄接近10 Gyr，质量在0.02-0.03 Mo之间）。因此，这个天体可能扩展了已知的Y 0矮星的人口参数空间。
2014-08-01 astro-ph.SR
Accreting White Dwarfs as Supersoft X-ray Sources
本文从超软X射线源的角度综述了与质量吸积白矮星有关的各种现象。当质量吸积率较低（\dot M_{acc} <几个\times 10^{-7} M_ \sun yr^{-1}）时，氢核燃烧不稳定，发生新星爆发。新星是一种处于后期阶段的瞬态超软X射线源，其时间尺度强烈依赖于WD质量。X射线开启/关闭时间是WD质量的良好指标。在中等质量吸积率的吸积WD成为一个持久的SSS与稳定的氢燃烧。对于较高的质量吸积率，WD经历“吸积风演化”，其中WD从赤道平面吸积物质，并通过来自其他方向的光学厚风损失质量。两个SSS，即RX J 0513-69和V Sge，是这一吸积风演化的对应天体。我们可以指定质量增加WD从光变曲线分析的基础上，光学厚风理论，使用多波长观测数据，包括光学，IR，和超软X射线。单个天体的质量估计为Ia型超新星的双星演化提供了重要信息。
2009-09-08 astro-ph.SR
The White Dwarf Mass-Orbital Period Relation Under Wind Mass Loss
本文研究潮汐增强恒星风对氦白矮星质量-轨道周期关系的影响，发现TEW可显著弥散传统关系并解释部分偏离观测的双星系统。
2023-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
SRGA J115215.0$-$510656: an unusual long-period eclipsing dwarf nova with disc wind signatures
South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；University of the Free State（自由州大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of Southampton（南安普顿大学）；University of Johannesburg（约翰内斯堡大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（天文学与天体物理跨大学中心）
该研究通过光谱和光度观测分析了SRGA J115215.0$-$510656，揭示其高倾角几何结构和轨道周期，发现其可能为U Gem型矮型新星，并发现盘风或垂直延伸区域的发射特征。
2026-04-29 astro-ph.SR
