The properties and origin of magnetic fields in white dwarfs
很大一部分白矮星都有一个磁场，其强度从几千克到1000毫克不等。这一比例似乎取决于所研究的白矮星的具体类别，并可能为它们的磁场的起源提供一些线索。随着旋转相位的变化，磁场变化的白矮星的数量显示出很大的场结构多样性，从简单的偏置偶极子到带斑点或多极的结构。回顾了当前在磁场存在下模拟白矮星大气的挑战，并对白矮星中形成磁场的拟议方案进行了研究。
2018-01-17 astro-ph.SR
Observational properties of magnetic white dwarfs
在分离的双星系统中，没有已知的磁场大于3兆磁的白矮星与非简并伴星配对的例子。这表明，高磁性、孤立的白矮星可能起源于在共同包层演化过程中合并的恒星，而那些从靠近轨道的共同包层中出现的恒星可能演化成由两个白矮星组成的双简并系统，其中一个或两个都是磁性的。在白矮星周围存在行星或行星碎片也是一个新的令人兴奋的研究领域，可能为我们提供关于第一代和第二代行星系统形成的重要线索，因为这些在白矮星的光谱中留下了独特的特征。
2016-01-15 astro-ph.SR
Intermediate-Mass Stars Become Magnetic White Dwarfs
当一颗恒星耗尽其核燃料时，它要么作为超新星爆炸，要么更安静地成为一颗白矮星，一颗质量约为太阳一半、半径约为地球半径的天体。大约五分之一的白矮星都有磁场存在，其起源长期以来一直被争论，要么是以前进化阶段的产物，要么是双星相互作用的产物。我们在这里报告发现的两个巨大的和磁性的白矮星成员的年轻星团在盖亚DR2数据库，而第三个巨大的和磁性的集群白矮星已经在以前的论文中报道。这些恒星很可能是单星演化的产物，因此挑战了合并的假设，因为合并是产生磁性白矮星的唯一途径。这些恒星的前身质量都在5个太阳质量以上，只有另外两个星团白矮星的距离已经用盖亚明确测量过，它们的前身质量落在这个范围内。磁性白矮星的高发生率表明，中等质量的祖先更有可能产生磁性残留物，并且一部分磁性白矮星是由中等质量的恒星形成的。
2020-09-07 astro-ph.SR
Stability of super-Chandrasekhar magnetic white dwarfs
最近有人提出，具有强量子化磁场的超大质量白矮星可能是超新星SN 2006 gz和SN 2009 dc的前身。在这项工作中，我们表明，在这些假定的超超白矮星白矮星的电子捕获和致密核反应的发生可能会严重限制其稳定性。
2013-10-14 astro-ph.SR
Magnetic fields in fully convective M-dwarfs: oscillatory dynamos vs bistability
M矮星有两种活动：1）强（千高斯）的几乎轴对称的极向磁场; 2）相当弱的非轴对称磁场，有时包括大量的环向分量。发电机双稳性已被提出作为一种解释。然而，在发电机模型中获得这样的双稳态并不简单。另一方面，太阳磁偶极子在磁场反转时变得横向于旋转轴，而磁场在远离反转时变得较弱。因此，太阳类似于具有第二种活动的恒星。我们认为M矮星可以有磁循环，而具有第二种活动的M矮星可能只是在磁场反转时观测到的恒星。在此模型框架下，可以利用具有第二类活动的M矮星的相对数量来确定近地表恒星对流的参数。
2014-01-08 astro-ph.SR
M dwarf companions to white dwarfs I: relating magnetic activity, rotation and age
利用斯隆数字巡天（SDSS DR 7）中最大、最均匀的白矮星/M矮星（WD/dM）双星样本，研究了M星的磁活动、自转、磁制动和年龄之间的关系。这些关系进行了研究，分别为密切WD/dM二进制经历了一个共同的信封阶段，从而包含潮汐锁定，因此快速旋转的M矮星，和广泛的WD/dM二进制从未相互作用。对于宽WD/dM二进制样本，我们发现，M矮活动分数显着高于单M星的光谱类型M0到M5的测量。我们认为这种效应是由于宽SDSS WD/dM双星中的M矮星平均而言显着年轻，因此比M矮星人口更活跃。在宽WD/dM双星中测量到的M矮星活动分数也显示从光谱类型M3到M5显着增加，其中这些低质量恒星变得完全对流。这提供了额外的观测证据，磁制动效率较低的完全对流边界以下，在协议的假设，完全对流的恒星有相当长的活动寿命比部分对流的恒星。我们所有的密近双星中的M矮星都是活跃的，与光谱类型无关，这为由于快速旋转而增强的磁活动提供了强有力的观测证据。在我们的密近双星样本中，M矮星的旋转速度明显高于在M矮星中所看到的，然而磁活动的强度仍然饱和在log LH alpha/Lbol约-3.5。这明确地证实了M矮星饱和型旋转活动关系。
2012-12-17 astro-ph.SR
On the incidence of weak magnetic fields in DA white dwarfs
大约10%的白矮星具有强度在10^5到3x10^8 G之间的磁场。目前还不知道剩下的白矮星是否没有磁性，或者它们的磁场是否太弱，以至于无法用大型巡天中采用的技术检测到。目标。我们描述的第一次调查的结果，专门设计，以澄清在冷DA白矮星的千克级磁场的检测频率。研究方法：利用ESO VLT的FORS-1仪器，我们获得了冷（DA 6-DA 8）白矮星小样本的巴耳末线圆偏振光谱测量。使用FORS和UVES存档数据，我们还修订了许多以前发表在文献中的白矮星现场测量。结果：我们在DA 6白矮星WD 2105 -820中发现了一个明显恒定的纵向磁场\sim 9.5 kG。这颗恒星是第一颗被观测到的弱场白矮星，它被观测到足以大致确定其场的特征。现有数据与简单偶极形态一致，磁轴几乎平行于旋转轴，极性强度为\simeq 56 kG。我们对FORS白矮星档案数据的重新评估表明，以前在至少三个白矮星中正确识别了小于10 kG的纵向磁场。结论：我们发现，在DA白矮星中检测到kG强度的场的概率对于每个冷和热DA星都是10%的量级。如果在白矮星中存在一个较低的磁场强度截止值，或者存在一个所有白矮星都具有磁性的磁场，那么目前的测量精度还不足以揭示它。
2012-08-17 astro-ph.SR
Magnetic white dwarfs in post-common-envelope binaries
星等有限的样本表明，20- 25%的激变变星包含磁场强度为兆高斯的白矮星，与之形成鲜明对比的是，大约5%的单个白矮星具有类似的磁场强度。此外，缺乏可识别的祖先系统的磁灾变变量导致相当大的挑战时，试图了解这些系统如何形成和演变。在这里，我们提出了一个样本的六个磁性白矮星在分离的双星与低质量的恒星同伴，我们约束的恒星和二进制参数，包括第一次，可靠的质量估计这些磁性白矮星。我们发现它们比分离双星中的无磁白矮星质量更大。这些磁性白矮星的冷却年龄通常超过1 Gyr，并且居住在非常接近罗奇叶填充的系统中。我们的研究结果更符合这些系统是暂时分离的灾变变量，而不是前灾变双星，但我们不能排除后一种可能性。我们发现，这些系统可以显示不寻常的不对称光变曲线，这可能提供一种方法来识别它们在未来的更大的数字。还提出了七个新的候选磁白矮星系统，其中三个具有不对称的光变曲线。最后，我们注意到，几个新发现的磁性系统的档案光谱中没有明确的磁性证据，这意味着这些双星以前已经错过了。然而，仍然明显缺乏年轻的分离磁白矮星系统。
2021-01-29 astro-ph.SR
The Magnetic Fields of White Dwarfs in Cataclysmic Variables
最近的一系列论文研究了孤立和双星白矮星中磁场的起源。一种建议是，磁场是在共同的包络演变过程中通过α-ω发电机产生的。在这里，我们提出的人口合成计算表明，这一假设是支持磁双星的观测。
2018-10-15 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
Searching for the weakest detectable magnetic fields in white dwarfs. Highly-sensitive measurements from first VLT and WHT surveys
我们对白矮星磁性的了解是基于一个观测数据集，该数据集偏向于具有非常强磁场的恒星。文献中的大多数磁场测量都具有相对较低的灵敏度，而当前的仪器使我们能够以低于kG的精度检测白矮星的磁场。为了更全面地了解简并恒星中磁场的入射情况，我们开始了对白矮星进行高精度分光偏振观测的长期活动。在这里，我们报告到目前为止所获得的结果与低分辨率FORS 2仪器的ESO VLT和中等分辨率的ISIS仪器的WHT。我们已经考虑了48颗恒星的样本，其中5颗是已知的磁性或疑似磁性恒星，并获得了新的纵向磁场测量值，平均不确定度约为0.6 kG。总的来说，在我们的调查过程中（调查结果已经部分发表在专门讨论个别恒星的论文中），我们发现了一颗新的弱场磁性白矮星，证实了另一颗白矮星的磁性，发现一颗疑似磁星没有磁性，并提出了两颗新的候选磁性白矮星。即使结合以前在文献中获得的数据，我们的样本还不足以得出任何关于白矮星中非常弱的磁场的实际发生率的最终结论，但我们已经为实现白矮星的无偏样本的均匀调查奠定了基础。作为一个副产品，我们的调查也使我们能够进行详细的ISIS和FORS 2仪器的特点，在白矮星中的极弱磁场的检测，特别是将S/N与测量不确定性的不同光谱类型的白矮星。这项研究将有助于优化未来的观测。
2018-07-25 astro-ph.SR
Spectrophotometric analysis of magnetic white dwarf I: Hydrogen-rich compositions
我们提出了一个均匀的分析所有DA星标记为磁性的蒙特利尔白矮星数据库（MWDD）。我们的样本仅限于几乎所有已知的磁性白矮星，这些白矮星显示出明显的分裂迹象（$B \gtrsim$ 1-2 MG），这些白矮星具有来自第二次盖亚数据发布的视差测量，来自各种调查的光度数据和来自SDSS的光谱数据或来自蒙特利尔小组的档案数据。我们确定的大气参数（有效温度，表面重力，磁场强度/几何形状）的所有对象使用国家的最先进的模型大气/磁性合成光谱，以及重新分类许多对象过早标记为潜在的磁性。最后，我们讨论了大气参数/场特性分布以及对我们理解磁白矮星起源和演化的意义。
2023-01-16 astro-ph.SR
Magnetic field on the brown dwarf LSR J1835+3259
我们在双原子分子CrH，TiO和FeH的带中模拟了棕矮星LSR J1835+3259的全斯托克斯光谱，以推断其磁性。然后将模型与凯克天文台的低分辨率成像光谱仪（LRISP）获得的观测数据进行比较。我们的初步分析表明，所考虑的褐矮星具有2-3 kG量级的磁场。
2015-03-24 astro-ph.SR
AR Sco: A White Dwarf Synchronar
白矮星-M矮星双星AR Sco的发射是由其白矮星的快速同步驱动的，而不是由吸积驱动的。这就需要M矮星上有一个相对较大的磁场$\sim 100$高斯，白矮星上有一个相对较大的磁场$\sim 10^8$高斯，大于大多数中间极的磁场，但在已知磁性白矮星的磁场范围内。在M矮星的大气层中，自旋下降的能量通过磁重联而消散，加速粒子产生观测到的同步辐射。光学极大值从合星的位移可以解释为白矮星的磁场扫过M矮星时弓形波的耗散，或者白矮星的旋转轴和倾斜的磁矩。在后一种情况下，旋转轴以十年为一个周期进动，预测在最大轨道相位的漂移。双星的发射是由同步提供动力的，可以称为同步星，类似于磁星。
2017-01-01 astro-ph.SR
Complexity of magnetic fields on red dwarfs
冷星的磁场可以通过测量原子和分子谱线的塞曼线展宽和偏振来研究。与太阳类似，这些场是复杂的和高度相关的。许多分子线主导M-矮星光谱（例如，FeH、CaH、MgH和TiO）对温度和塞曼敏感，形成于不同的大气高度，这使它们成为M矮星上磁场的优秀探针。我们的目标是分析M矮星中磁场的复杂性。我们研究了磁场如何随恒星温度而变化，以及“表面”不均匀性如何在高度上分布--在恒星磁场研究中通常被忽略的维度。我们测定了9颗M矮星（M1-M7）的光球有效温度、磁特征、磁场强度和填充因子。我们的卡方分析是基于对观测到的和合成的光强和圆偏振分布的比较。通过求解偏振辐射转移方程计算了斯托克斯剖面。磁性结构的性质取决于所分析的原子或分子种类及其形成高度。已经发现了两种类似于太阳的磁性特征：一种是较冷的（星斑），另一种是较热的（网络）。星点和星网的磁场强度在3 ~ 6 kG之间，平均为5 kG。这些领域占据了大部分的M矮大气层在所有高度，高达100%。等离子体β小于1，意味着高磁化恒星。分子和原子种类的组合以及强度和圆偏振光谱的同时分析使我们能够更好地破译M矮星上磁场的复杂性，包括它们对大气高度的依赖性。这项工作为研究更大样本的M矮星和L型棕矮星提供了机会。
2019-07-31 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
Magnetic white dwarfs with debris discs
长期以来，人们一直认为解释磁性白矮星存在的一种可能机制是白矮星系统的合并，因为在合并产物中存在产生可持续磁场的可行机制。然而，在磁性白矮星群体中缺乏快速旋转一直被认为是这种情况下的一个问题。平滑粒子流体动力学模拟显示，在合并中，两颗质量不同的白矮星会形成一个围绕中心致密天体的圆盘。如果中心物体被磁化，它可以通过磁层与圆盘相互作用。圆盘施加的扭矩改变了恒星的自旋，而从恒星到圆盘的角动量决定了圆盘的性质。在这项工作中，我们建立了一个模型的磁盘演化的影响下的磁吸积，和恒星的角动量演化，这可以与观测进行比较。我们的模型预测，磁层相互作用的磁性白矮星与他们的磁盘的结果在一个显着的自旋下降，我们表明，磁性白矮星与相对较强的领域（大于10 MG）的观测到的旋转周期的磁性白矮星人口可以重现。我们还研究了在系统演化的后期阶段，湍流是否可以持续。当在模型中引入一个临界温度时，在该温度以下湍流不能维持，太阳附近的三个快速旋转、强磁、大质量白矮星的周期被恢复。
2013-02-26 astro-ph.SR
Discovery of six new strongly magnetic white dwarfs in the 20 pc local population
白矮星的样本包括在当地的20 pc卷文件，相当准确地说，总生产的白矮星超过大约10 Gyr的恒星演化在这一部分的银河系。在这个样本中，我们一直在系统地寻找磁性白矮星。在这里，我们报告发现了六个新的磁性白矮星，磁场强度从几个MG到大约200 MG。其中两颗恒星的H线被磁场分裂和极化。其中一颗恒星的谱线强度极弱，对应的是高度偏振的狭窄特征。其他三颗恒星的光谱没有什么特征，但呈现出连续极化。这些新发现支持了这样一种观点，即在局部20 pc体积内，所有白矮星中至少有20%具有磁场，并且它们充分证实了磁性是白矮星的一种常见而非罕见特征的怀疑。讨论了冷白矮星在磁场存在下的连续极化的能级和旋向性。我们认为，具有15 MG纵向分量的磁场产生1%的连续圆极化。我们还表明，在我们的调查中使用的FORS 2仪器的线偏振到圆偏振的串扰问题，代表了一个障碍，以精确测量的圆偏振的微弱的白矮星时，背景是照明和偏振，由月球。
2020-10-12 astro-ph.SR
Observing and modelling magnetic fields in white dwarfs
我们正在进行的高自行恒星的光谱调查是新的磁性白矮星的丰富来源。我们提出了几个例子中的冷白矮星显示的影响，场强和几何上观察到的光谱。氢和重元素谱线的模拟揭示了这些物体中一系列均匀或明显偏移的偶极场。
2018-01-17 astro-ph.SR
Clues to the origin and properties of magnetic white dwarfs
相当一部分白矮星拥有强度从几千克到大约1000毫克的磁场。然而，当白矮星被分解成不同的光谱类型时，磁性的发生率会有所不同，这为白矮星的磁场形成提供了线索。磁场起源的几个方案已经提出了从化石场起源发电机产生在不同的演化阶段。偏置偶极子通常被认为足以模拟场结构，然而时间分辨的光谱偏振观测揭示了更复杂的结构，如磁点或多极子。这些场结构的表面映射与测量的旋转速率相结合，有助于区分涉及单星演化的场景与涉及双星相互作用的其他场景。我描述了磁性白矮星的关键观测特性，如年龄，质量和场强，并面对这些特性的形成方案。
2020-01-29 astro-ph.SR
Very Magnetized White Dwarfs with Axisymmetric Magnetic Field and the Importance of the Electron Capture and Pycnonuclear Fusion Reactions for their Stability
在这项工作中，我们研究磁化的白矮星的性质，考虑到可能的不稳定性，由于电子捕获和致密核聚变反应在这样的对象的核心。用完全广义相对论方法求解了有极向磁场的爱因斯坦-麦克斯韦方程组，得到了白矮星的结构。恒星内部是由一个规则的晶格组成的，晶格由碳离子浸入简并的相对论性电子气中构成。在有和没有磁场的情况下确定了电子捕获反应和密核反应的开始。我们发现，磁化的白矮星违反标准的卡拉塞卡质量限制显着，即使在恒星内部的电子捕获和致密核聚变反应。在中心磁场为$\sim 3.85\times 10^{14}$ ~G的情况下，我们得到了$2.14\,M_{\odot}$附近的最大白矮星质量，这表明磁化的白矮星可能在解释超亮Ia型超新星中起作用。此外，我们还证明了密核聚变反应的临界密度将中心白矮星的密度限制在$9.35\times 10^9$ g/cm $^3$。因此，白矮星的赤道半径不可能小于$\sim 1100$ ~km。另一个有趣的特征是关于中心恒星密度和磁化白矮星核心磁场强度之间的关系。对于强磁场，我们发现中心密度随磁场强度的增加而增加（恒星半径减小），这使得超磁化白矮星更加紧凑。然而，如果中心磁场小于$\sim 10^{13}$ ~G，则情况相反。在后一种情况下，中心密度随着中心磁场强度的增大而减小（恒星半径增大）。
2017-03-29 astro-ph.SR
A fast spinning magnetic white dwarf in the double-degenerate, super-Chandrasekhar system NLTT 12758
我们提出了一个分析的密切双简并NLTT 12758，这是由一个磁场约3.1 MG的磁性白矮星和一个明显的非磁性白矮星。我们测量了一个1.154天的轨道周期，发现磁性白矮星绕着它的轴旋转，周期为23分钟。对大气参数的分析显示，这两颗白矮星的冷却年龄相当，表明它们是在很短的时间内形成的。我们的模型表明，非磁性的白矮星是更大的质量（M=0.83 M_sun）比它的磁性同伴（M=0.69 M_sun）和系统的总质量高于Eschrasekhar质量。虽然恒星不会在哈勃时间内接触，但当它们接触时，动态不稳定的质量转移将发生，导致吸积引起的坍缩成为快速旋转的中子星或Ia型超新星。
2016-12-01 astro-ph.SR
The Origin of Magnetism in White Dwarfs
在一个宽的双星系统中没有磁性的白矮星和非简并的低质量恒星伴星仍然是非常有趣的，并且与磁性的白矮星是磁性奇特的Ap/Bp星的后代的假设不一致。另一方面，如果白矮星位于一个多恒星系统中，我们不能求助于一个过程来阻止它们的主序或主序前祖先产生强磁场，因为这样的过程也会阻止由磁性白矮星从低质量伴星吸积物质组成的磁性激变变星的形成。这就是为什么有人提出白矮星中的场可能与它们的双星性有关，并且是在共同的包络演化过程中通过发电机机制产生的。
2018-10-15 astro-ph.SR
Discovery of a magnetic white dwarf with unusual short-period variability
我们报告发现的磁性白矮星，这表明周期性的变化与P=110分钟，颜色相关的振幅和瞬态相移相比，在蓝色的红光曲线-以前未知的类型的可变性，这种类型的对象。我们将这些变化归因于一个近距离的超冷（迄今未被发现）伴星，或者更有可能是具有不寻常温度结构的磁点。
2018-02-07 astro-ph.SR
What controls the large-scale magnetic fields of M dwarfs?
对活动M矮星的观测显示了各种各样的大尺度磁场，包括偶极主导和多极几何。我们详细的一些滞弹性发电机模拟和23 M恒星的光谱偏振观测之间的类比。在数值模型中，惯性力和科里奥利力在整体力平衡中的相对贡献-由所谓的局部Rossby数估计-已知对磁场几何形状具有强烈影响。我们讨论了这个参数在设定M矮星大尺度磁场中的相关性。
2013-09-24 astro-ph.SR
Magnetic white dwarfs with debris disks
长期以来，人们一直认为解释磁性白矮星存在的可能机制是一个双白矮星系统的合并，因为合并产物中存在产生可持续磁性的可行机制。然而，在磁性白矮星群体中缺乏快速旋转一直被认为是这种情况下的一个问题。为了解释这种差异，我们建立了一个模型，在该模型中，恒星的磁层和磁盘之间的相互作用引起角动量转移。我们的模型预测磁白矮星的磁层相互作用与他们的磁盘的结果在一个显着的自旋下降，我们表明，所观察到的旋转周期的REJ 0317-853，这被认为是一个产品的双简并，可以重现。
2012-09-27 astro-ph.SR
Reflections on the discovery of the first magnetic white dwarf
我是1970年发现第一颗磁性白矮星的六个最密切参与者之一，现在已经50年了。回想这一事件，我意识到，这一发现的发生时间和方式，是因为沿着一条奇怪而曲折的道路发生了一系列幸运的巧合。在本文中，我回顾了这些事件，并反思了这些不太可能的巧合是如何帮助我们取得成功的。
2020-08-04 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
Searching for magnetic fields in featureless white dwarfs with the DIPOL-UF polarimeter at the Nordic Optical Telescope
本文利用北欧光学望远镜上的DIPOL-UF高精度偏振计对冷白矮星进行巡天，在太阳邻域确凿发现13颗冷磁白矮星，其中6颗为首次探测，为理解年老白矮星磁场的产生与演化提供了关键观测数据。
2024-08-07 astro-ph.SR
On The Evolution of Magnetic White Dwarfs
首次对白矮星大气进行了辐射磁流体动力学模拟。我们表明，对流能量传递严重阻碍时，磁场的等离子体β参数，热磁压力比，变得小于1。抑制白矮星光球层对流的临界场强在B = 1-50 kG的范围内，这比在磁性白矮星中观察到的典型的1-1000 MG场强要小得多，这意味着这些物体具有辐射大气。然后，我们采用演化模型来研究高场磁白矮星的冷却过程，其中对流在整个演化过程中（B > 10 MG）被完全抑制。我们发现，对流的抑制对冷却速率没有影响，直到有效温度（Teff）达到约5500 K的值。在这种情况下，标准的对流序列开始偏离没有对流，由于外层和退化的热能库之间的对流耦合。由于目前还没有已知的磁性白矮星在低温下，这种耦合显着改变了演变，磁性对冷却速率的影响预计不会被观察到。这一结果与最近的一项建议形成了鲜明对比，该建议认为Teff <10，000 K的磁性白矮星的冷却速度明显慢于非磁性简并。
2015-09-17 astro-ph.SR
Features of the mass transfer in magnetic cataclysmic variables with fast-rotating white dwarfs
考虑到白矮星的强磁场和快速自转的影响，研究了磁激变变星中的流结构。我们将AE Aqr系统建模为一个独特的物体，该物体的白矮星的旋转周期比双星系统的轨道周期短约1000倍。观测表明，尽管白矮星自转很快，但仍有一部分来自内拉格朗日点的气流进入洛希瓣区。我们分析了防止材料从系统中流出的可能机制。
2013-12-14 astro-ph.SR
The formation of high-field magnetic white dwarfs from common envelopes
高磁化白矮星的起源自最初发现以来一直是个谜。最近的观测表明，高场磁白矮星的形成与恒星演化后主序星阶段的强二元相互作用密切相关。如果一颗低质量的伴星，例如行星、棕矮星或低质量恒星，被一颗后主序星巨星吞没，则巨星包层中的流体动力阻力会导致伴星的轨道缩小。质量足够低的伴星在螺旋中旋转，直到它们被白矮星核心附近的强大引力潮汐撕碎。在一个共同的包层内，从分裂的伴星中随后形成的超级爱丁顿吸积盘可以通过发电机戏剧性地放大磁场。在这里，我们表明，这些磁盘产生的领域是足够强大的，以解释所观察到的范围内的磁场强度孤立的，高磁场的白矮星。质量更高的双星类似物也可能有助于磁星场的起源。
2011-01-12 astro-ph.SR
Discovery of weak magnetic fields in four DZ white dwarfs in the local 20pc volume. Implications for the frequency of magnetic fields with cooling age
我们报告发现弱磁场在三个白矮星在本地20 pc体积（WD 0816-310，WD 1009-184，WD 1532+129），我们确认的磁性的第四颗星（WD 2138-332），我们以前曾检测到一个领域在3西格玛水平。所有这些白矮星的光谱特征是存在金属线，缺乏H和He线，也就是说，它们属于光谱类DZ。WD 1009-184的Ca II H+K线的偏振信号特别引人注目，振幅为20%，这是由于存在平均视线分量为40 kG的磁场。因此，我们已经确定，至少有40%的已知的DZ白矮星与富含He的大气中包含在20 pc的体积有一个磁场，而进一步的观察需要确定是否剩余的DZ白矮星在相同的体积是磁性或没有。DZ白矮星光谱中的金属线被认为是由岩石碎片的吸积产生的，并且可以认为金属吸积和更高的磁性之间存在联系。然而，我们无法区分磁场和污染大气的存在是否有共同的起源，或者是否是金属线的存在使我们能够在冷的白矮星中检测到更高频率的磁场，否则它将具有无特征的光谱。我们认为，我们近年来所做的新的高灵敏度的纵向场测量与磁场在较老的白矮星中比在较年轻的白矮星中出现得更频繁的想法是一致的。
2019-08-22 astro-ph.SR
Magnetically guided accretion and extremely slow rotation in a metal-enriched white dwarf
Armagh Observatory & Planetarium（阿马赫天文台与天文馆）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Western Ontario（韦仕敦大学）
研究富金属白矮星，通过对磁DZ白矮星WD1532+129进行光度、光谱等观测，发现其约289天的极长自转周期，可能源于角动量损失和缓慢旋转前身星，还揭示其表面金属分布及磁引导不均匀性是这类白矮星的共同特性。
2026-07-27 astro-ph.SR
Evidence for an oscillation of the magnetic axis of the white dwarf in the polar DP Leonis
从1979年到2001年，极区狮子座DP中的白矮星的磁轴缓慢地旋转了50度方位角，这可能表明磁性白矮星的旋转周期和轨道周期之间存在着微小的周期性。我们获得了2009年至2013年之间的相位分辨轨道光变曲线，这表明近年来这种趋势并没有持续下去。我们的数据与理论预测的白矮星的磁轴关于平衡取向的振荡是一致的，该平衡取向是由吸积力矩和主星和次星的静磁相互作用之间的竞争所定义的。我们的数据表明振荡周期约为60年，振幅约为25度，平衡方位领先两颗恒星的连接线约7度。
2014-01-08 astro-ph.SR
Magnetic fields in M-dwarfs: quantitative results from detailed spectral synthesis in FeH lines
在M矮星中普遍存在强烈的表面磁场，平均强度在几千高斯的数量级，比太阳表面的平均磁场高出三个数量级。这些场及其与光球对流的相互作用是恒星活动的主要来源，这对研究母星与其行星之间的联系具有重大意义。此外，如果不解释M矮星中的磁场，就不可能理解恒星的磁性，特别是不同的动力作用的作用。然而，在这样的冷物体中测量磁场强度和几何形状，受到我们在分子线中模拟塞曼效应的能力的强烈限制。在这项工作中，我们提出了定量的模拟结果和分析的磁场在选定的M-矮星在FeH Wing-Ford线和强原子线。一些特殊的FeH线被发现是磁场的优秀探针。
2010-12-07 astro-ph.SR
The Rapid Rotation of the Strongly Magnetic Ultramassive White Dwarf EGGR 156
白矮星自转周期的分布提供了一种在恒星演化的后期阶段限制角动量演化的方法，以及对双简并合并的物理和残余的洞察。虽然低质量白矮星的自转分布可以通过星震学得到很好的限制，但是高质量白矮星的自转分布却不能，因为它可能是由中等质量的恒星演化或白矮星合并产生的。由于斑点星的自转，白矮星的光度变化迅速增加了具有测量自转周期的大质量白矮星的样本量。我们发现了EGGR 156的光变曲线中22.4分钟的光度变化，EGGR 156是一颗强磁性的超大质量白矮星。我们将这种变化解释为快速旋转，我们的数据表明，EGGR 156是一个双简并合并的残余。最后，我们计算了由于磁偶极辐射导致的快速旋转的大质量磁性WD的周期变化率。在许多情况下，包括EGGR 156，周期变化目前在合理的时间尺度上是不可检测的，这表明这些WD可能是非常精确的时钟。对于磁性最强、快速旋转的大质量白矮星，如ZTF J1901+1450和RE J0317 $-$ 853，周期变化应该是可以检测到的，并且可能有助于限制这些奇异白矮星的结构和演化。
2022-08-23 astro-ph.SR
A magnetic white dwarf in a detached eclipsing binary
SDSS J030308.35+005444.1是一颗近距离、分离、食白矮星加M矮星双星，它显示出大量的红外线过剩，这被解释为环双星尘埃盘。在本文中，我们提出了该系统的光学和近红外光度和光谱数据。在可见光波段，我们观察到白矮星的加热极帽，这是由主序星上的风物质吸积到白矮星上造成的。在近红外波段，我们可以看到主序星在白矮星表面的两个极的蚀，这表明白矮星是有磁性的。我们的光谱观测揭示了氢巴耳末系中的塞曼分裂发射线，我们用它来测量磁场强度为8 MG。这一测量表明，回旋加速线位于红外线，自然地解释了红外过量，而不需要环双星尘埃盘。我们还探测到位于两颗恒星中间的磁约束物质。使用测量的径向速度振幅和旋转加宽的M星，我们约束系统的物理参数，第一个磁白矮星，和磁极的位置上的表面上的白矮星。SDSS J030308.35+005444.1是一个前激变变星，可能会在~1Gyr内演变成一个中间极地变星。
2013-08-20 astro-ph.SR
Double degenerate mergers as progenitors of high-field magnetic white dwarfs
高磁场白矮星一直被怀疑是恒星合并的结果。然而，合并恒星的性质和产生磁场的精确机制仍然是未知的。在这里，我们表明，热，对流，差异旋转日冕存在于外层的残余合并的两个退化的核心是能够产生所需的强度，不衰减为长时间尺度的磁场。我们还表明，使用最先进的蒙特卡罗模拟器，以这种方式产生的高磁场白矮星的预期数量是一致的，在太阳附近发现。
2012-02-02 astro-ph.SR
Strong magnetic fields of old white dwarfs are symmetric about the stellar rotation axes
发现冷却年龄大于2 Gyr且场强>10 MG的年老强磁性白矮星因磁场关于自转轴对称而偏振恒定，并提出磁场演化或合并发电机等可能解释。
2024-11-15 astro-ph.SR
Highly sensitive search for magnetic fields in white dwarfs using broad-band circular polarimetry
对不同年龄和光谱类型的白矮星进行圆偏振测量，有助于了解简并恒星中磁场的起源和演化。在白矮星演化的最后阶段，当恒星冷却到在正常的氢或氦主导的大气中不再形成谱线时，磁场只能通过连续谱的圆偏振测量来探测。对无特征的直流白矮星磁场的研究可能揭示欧姆衰变是否作用于磁性白矮星，或者白矮星形成后数十亿年磁场是否继续产生。与分光偏振法相比，宽带圆偏振测量的优点是在连续谱中达到更高的精度，如果望远镜的尺寸适合恒星的大小，则有可能检测到DC恒星中微弱到MG的几分之一的磁场。在这里，我们提出的第一个（短）观察活动的DIPol-UF偏振计，我们已经用来测量宽带圆偏振的白矮星的结果。我们的观测部分是为了充分利用仪器，部分是为了研究磁场强度（当从分光偏振法得知时）和连续谱圆偏振之间的关系。我们还观察到了少量以前未探测的DC白矮星，我们提出了两个新的磁白矮星的光谱类DC的发现，可能是第一次发现这种宽带圆偏振技术自20世纪70年代末。我们还讨论了我们的仪器的特点，并预测偏振精度的水平，可能达到恒星星等，曝光时间和望远镜的大小的函数。
2021-11-22 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
What controls the magnetic geometry of M dwarfs?
内容：对快速旋转的M型矮星的观测显示出包含偶极主导和多极几何形状的各种各样的大尺度磁场。在发电机模型中，惯性在力平衡中的相对重要性--由局部Rossby数量化--已知对磁场几何形状有很大影响。目的：我们的目标是评估当地的Rossby数在控制大尺度磁场几何的M矮星的相关性。研究方法：我们探讨了滞弹性发电机模型之间的相似之处，在球壳和活动的M-矮星的观测，侧重于从光谱偏振研究得出的字段的几何形状。为此，我们构建了基于观测的量，旨在反映数值模型中采用的诊断参数。结果如下：在早中期M矮星中偶极主导和多极主导的大尺度场之间的转变初步归因于Rossby数阈值。我们解释晚M矮星的磁性是由于在低Rossby数下发生的发电机双稳性。通过与数值模型的类比，我们预计两个发电机分支上的差分旋转的幅度不同。
2012-12-01 astro-ph.SR
First Detection of a Strong Magnetic Field on a Bursty Brown Dwarf: Puzzle Solved
我们报告的第一次直接检测到一个强大的，5千克磁场的表面上的一个活跃的褐矮星。LSR J1835+3259是一颗M8.5矮星，其射电和光辐射爆发是由快速自转调制的。我们已经检测到的表面磁场的圆极化签名时，在819 nm的钠线的活动发射区面对地球。这些线的斯托克斯轮廓建模揭示了2800 K的有效温度和4.5的对数重力加速度。这些参数将LSR J1835+3259定位为一颗年轻的褐矮星，质量为55 $\pm$ 4 M $_{\rm J}$，年龄为22 $\pm$ 4 Myr。其磁场至少为5.1 kG，覆盖至少11%的可见半球。使用线轮廓反演恢复的活动区域拓扑结构包括具有光学和无线电发射源的垂直分层的热等离子体回路。这些环随着矮星的出现和消失而旋转，导致周期性的发射爆发。磁场在线圈的底部检测。这是我们第一次将棕矮星非热爆发与强的5 kG表面磁场定量联系起来，并解决了它们驱动机制的难题。这也是已知的最冷的矮星，有如此强的表面磁场。LSR J1835+3259的年轻年龄意味着它可能仍然保持着一个盘，这可能会通过磁层吸积促进爆发，就像高质量的T Tau型恒星一样。我们的结果为棕矮星和热矮星的磁性研究铺平了道路。
2017-09-08 astro-ph.SR
The magnetic system SMSS J1606-1000 as a period bouncer
我们报告了一个罕见的密近双星系统SMSS J160639.78-100010.7的发现，它由一个磁场约为30 MG的磁白矮星和一个褐矮星组成。我们测得的轨道周期为92分钟，这是一致的光度周期。最小和最大的光分别出现在轨道象限Φ =0.25和0.75处，并且不是由棕矮星上的反射引起的，而是由同步旋转的磁性白矮星上的一个斑点引起的。褐矮星没有填满它的洛希瓣，系统可能处于低吸积状态，或者更有可能是在质量转移之后的分离状态。SMSS J160639.78-100010.7是已知的最近的磁白矮星加褐矮星系统。
2021-07-28 astro-ph.SR
White Dwarf/M Dwarf Binaries as Single Degenerate Progenitors of Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNIa）起源的单一简并方案中，对白矮星伴星的限制越来越严格。在SNIa的伴星SNR 0509 - 67.5和SN 1572中，唯一能在极限条件下存活的非简并恒星是M矮星。M型矮星有一些特殊的性质，这些性质在大多数关于超新星Ia祖先的研究中都没有被考虑到：它们有很小但有限的磁场，而且它们经常耀斑。在SNIa祖细胞的背景下探索这些属性。白矮星/M矮星对可能足够多，足以提供足够的爆炸速率。即使白矮星和M矮星上有适度的磁场，也会产生足够的扭矩将两颗恒星锁定在一起，从而形成一颗缓慢旋转的白矮星，其磁极在轨道平面上相互指向。质量损失将通过一个连接两颗恒星的"磁瓶"引导，降落在白矮星上的一个集中的极地区域。与球形吸积相比，这提高了吸积的有效速率。白矮星表面吸积和氢燃烧产生的亮度可能会引起自激质量转移。自激质量损失、极性吸积和吸积层混合的磁抑制的综合效应给出了可能的方法，即使在相当温和的质量吸积速率下，也可以击败"新星极限"，使白矮星增长到克拉塞卡质量。
2012-09-18 astro-ph.SR
Magnetic white dwarfs from DESI
Instituto de Física, Universidade Federal do Rio Grande do Sul（南里奥格兰德联邦大学物理研究所）
研究利用DESI数据发现137颗新磁白矮星，通过光谱分析确定磁场强度，展示大规模光谱巡天在揭示稀有恒星群体和深入理解致密天体天体物理中的能力。
2026-03-20 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
Enigmas from the Sloan Digital Sky Survey DR7 Kleinman White Dwarf Catalog
我们报告的结果，从我们的高场磁白矮星配对在一个分离的二进制与非简并的同伴继续搜索。我们使用了Kleinman等人（2013）的斯隆数字巡天DR 7目录，其中有19，712颗光谱识别的白矮星。其中包括1，735个白矮星加M矮星分离对（几乎是Kleinman等人的10%）。的列表）。没有发现新的对，虽然我们恢复了极（AM~武仙座系统）ST\，LMi在低吸积状态。在更大的样本中，10年前报告的原始情况现在仍然保持不变，具有更高的统计意义：在选定的SDSS样本中，没有发现高磁场白矮星与M矮星明显分离的配对，除非它们是处于低吸积状态的磁性CV。这一发现加强了孤立的高磁场白矮星中的磁场是由恒星合并产生的情况，但也提出了关于磁性CV祖先性质的问题。
2015-04-30 astro-ph.SR
Magnetic White Dwarf Stars in the Sloan Digital Sky Survey
为了更好地统计白矮星的磁性，我们对Sloan数字巡天（SDSS）数据Release 7中的氢大气层白矮星（DA）的光谱进行了塞曼分裂搜索，并估算了磁场。我们发现了521个具有可检测的塞曼分裂的DA，其场的范围从大约1 MG到733 MG，占观察到的所有DA的4%。由于SDSS光谱具有低的信噪比，我们仔细地研究了我们的磁场的检测是多么可靠的模拟与理论光谱。
2012-12-28 astro-ph.SR
Precision modeling of M dwarf stars: the magnetic components of CM Draconis
食双星CM Dra包含几乎相同的光谱类别为dM4.5的红矮星。它们的质量和半径被报道为具有前所未有的小的统计误差。当与适当年龄的标准恒星模型（\approx 4 Gyr）比较时，经验结果表明，两个分量的R都较大，而光度L则较低，相差几个标准偏差。在这里，我们首先尝试在标准恒星模型的背景下，使用不同的
2011-06-07 astro-ph.SR
Magnetic field evolution of the K2 dwarf V471 Tau
对食双星系统V471 Tau的观测表明，主食的时间以明显的周期性方式变化。随着越来越多的证据表明，磁活动的K2矮组件可能是负责驱动日食定时变化（ETVs），有必要在整个预测的约35年的活动周期，pueretum燃料观测ETVs监测的恒星。我们通过分析2014年12月和2015年1月在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用ESPaDOns获得的分光偏振数据来实现这一目标。利用塞曼多普勒成像技术，我们重建了K2矮星表面的亮度不均匀性和大尺度磁场的分布。与以前用相同代码进行的恒星断层重建相比，我们探测了ETVs周期的一个新阶段，为未来的工作提供了新的限制，探索在K2矮星中运行的磁性机制是否确实能够诱导观察到的V471 Tau ETVs。
2022-03-10 astro-ph.SR
A new weak-field magnetic DA white dwarf in the local 20 pc volume. The frequency of magnetic fields in DA stars
我们报告了一个新的磁性DA白矮星（WD）WD 0011 -721的发现，它位于距离太阳最近的WD的非常重要的20 pc体积有限的样品中。这颗恒星的平均场模< |B| >为343 kG，从偏振信号中我们推导出75 kG的视线场分量。磁场足够弱，以至于在分类光谱中无法检测到。然后，我们提出了一个初步探索的数据，这些领域之间的WD与富氢的大气（DA星）的频率。我们发现，20 +-5%的DA WD在这个体积有磁场，大多数弱于1 MG。不像在主序上部的磁性Bp星中发现的缓慢场衰减，这个样本中的WD没有显示出磁场或通量在几个Gyr内变化的证据。
2019-07-02 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
