Stellar laboratories. V. The Xe VI ultraviolet spectrum and the xenon abundance in the hot DO-type white dwarf RE0503-289
对于高分辨率和高信噪比（S/N）的热恒星光谱的光谱分析，先进的非局域热力学平衡（NLTE）模型大气是必不可少的。这在很大程度上取决于用于计算的原子数据的可靠性。利用可靠的BVI振子强度来鉴别DO型白矮星RE 0503 -289紫外光谱中的BVI谱线，并确定其光球BVI丰度。我们发布新计算的振子强度，是基于最近测得的VIVI实验室线光谱。在我们的NLTE恒星大气模型中，这些强度被用来详细考虑它们的辐射和碰撞束缚跃迁，以分析RE 0503 -289的高分辨率和高S/N UV观测中表现出的VVI线。我们在RE 0503 -289的紫外光谱中发现了三条迄今未知的λ VI谱线，并证实了先前测量的这颗白矮星的光球λ丰度（log λ = -4.2 +/-0.6）。可靠的测量和原子数据的计算是恒星大气建模的先决条件。用新计算的Xe VI振子强度很好地再现了在白矮星RE 0503 -289紫外光谱中观察到的Xe VI线轮廓。
2015-04-13 astro-ph.SR physics.atom-ph
Constraints to the magnetospheric properties of T Tauri stars - II. The Mg II ultraviolet feature
金牛座T星的大气结构及其与大尺度外流的关系还知之甚少。在恒星大气中，恒星和圆盘之间的磁介导的相互作用的效果也没有很好的理解。Mg II多重态是TTS大气和外流的基本示踪剂，并且是TTS近紫外光谱中最强的特征。国际紫外线探测器和哈勃空间望远镜的数据档案提供了一套独特的研究主要的物理化合物有助于线的轮廓，并得出线形成区域的属性。这些档案中有分辨率为13，000至30，000的44个TTS的Mg II剖面。在这项工作中，我们使用这个数据集来测量主要的可观测量：通量，加宽，不对称性，流出的终极速度，和离散吸收分量的速度。对少数几个来源进行了重复观测，并对变异性进行了研究。在亚天文单位尺度上，有一股暖风吸收了Mg II剖面的蓝色机翼。主要结果是谱线展宽、Mg Ⅱ流量、流的终极速度和吸积率之间的相关性。外流和磁层等离子体有助于Mg II通量。Mg II和C IV或He II之间的通量-通量相关性得到证实;然而，没有发现Mg II通量和紫外连续谱或H2发射之间的相关性。
2015-05-04 astro-ph.SR
The coronal source of extreme-ultraviolet line profile asymmetries in solar active region outflows
Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）的高分辨率光谱显示，日冕谱线轮廓有时是不对称的，蓝翼的微弱增强约为100公里/秒。这些不对称性可能很重要，因为它们可能是日冕加热或太阳风加速过程的微妙而有用的诊断特征。也有人认为它们是色球喷流的特征，为日冕提供质量和能量。然而，到目前为止，还没有研究产生不对称的等离子体的物理性质。在这里，我们使用非对称高斯函数识别AR 10978流出中的非对称轮廓区域，并使用多个高斯拟合提取微弱分量的强度。然后，我们推导出产生不对称的等离子体的温度结构和化学成分。我们发现这种不对称性与温度有关，并且在日冕线中更明显、更强。温度分布的峰值在1.4-1.8 MK附近，发射测量值比0.6 MK处的发射测量值大至少一个数量级。发现第一电离势偏差为3-5，这意味着流出物的高速分量也可能对低速风有贡献。观测和模型表明，等离子体演化成日冕成分需要时间，这表明物质在逃逸之前被困在闭合环上，可能是通过交换重连。结果，因此，确定等离子体产生的不对称性具有日冕的起源。
2012-10-04 astro-ph.SR
A persistent ultraviolet outflow from an accreting neutron star binary transient
所有吸积盘的天体都会产生强大的外流。在包含中子星（NS）或黑洞的双星中，吸积经常发生在剧烈的爆发期间。在这些爆发的主要盘风签名是蓝移的X射线吸收线，这是优先看到盘为主的“软状态”。相比之下，光学风形成的线最近被发现在“硬态”，当一个热日冕主导的光度。这些特征之间的关系尚不清楚，尽管在紫外线（UV）区域有许多强烈的共振跃迁，但还没有爆发系统揭示出X射线和光学波段之间的风形成的线。在这里，我们表明，瞬态NS二进制斯威夫特J1858.6-0814表现出风形成，蓝移吸收与C IV，N V和He II在时间分辨紫外光谱在发光硬态。这是第一次有证据表明，在这种状态下，有一个温暖的、中等电离的外流成分。同时观察到的光学线也显示瞬态蓝移吸收。将紫外数据分解为常数和变量分量，蓝移吸收与前者相关。这意味着外流与数据中的发光耀斑无关。联合存在的紫外线和光学风的功能揭示了一个多相和/或分层流出的外盘。辐射流体动力学模拟已经预测了所有吸积状态的这种持续质量损失，并有助于解释短于预期的爆发持续时间。
2022-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-ultraviolet and optical effects of Debris Disks around White Dwarfs
对白矮星（WD）周围碎片盘的研究主要集中在红外波长上，因为碎片盘比恒星冷得多，并且被认为只在更长的波长上对光谱有贡献。然而，这些磁盘是由尘埃颗粒组成的，这些尘埃颗粒吸收和散射来自WD的近紫外线和可见光子，从而留下可用于进一步限制磁盘属性的指纹。我们的目标是表明，它是可能的，以检测近紫外线和光学效应的碎片磁盘在恒星+磁盘集成光谱。我们进行了理论计算，并讨论了必要的观测条件，以检测近紫外和光学效应。我们展示了如何这些影响可以用来推断磁盘的质量，组成，光学深度，和相对于视线的倾斜度。如果红外过量是由于磁盘，那么近紫外线和光学效应应该只在某些系统中观察到，而不是所有系统，而尘埃壳的影响应该在所有系统中观察到。
2009-09-25 astro-ph.SR
Ultraviolet spectroscopy of the supernova Ia hypervelocity runaway white dwarf J0927-6335
利用哈勃紫外光谱分析疑似D^6模型幸存供体的超高速白矮星J0927-6335，发现高铁镍丰度，支持Ia型超新星爆炸污染成因。
2024-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unveiling optical signatures of outflows in accreting white dwarfs
本研究通过GTC-10.4m光学光谱观测四颗吸积白矮星，探测到高速蓝移吸收线，首次在MV Lyr和V425 Cas中发现光学外流，表明光学外流在吸积白矮星中可能普遍存在。
2023-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-wavelength observations of the EUV variable metal-rich white dwarf GD 394
我们提出了新的哈勃太空望远镜（HST）的紫外线和地基光学观测热，富含金属的白矮星GD 394。在1992-1996年的极紫外线（EUV）观测揭示了一个1.15d的周期性，振幅为25%，假设是由于表面吸积点中的金属。我们获得了GD 394的相位分辨HST/空间望远镜成像光谱仪（STIS）高分辨率远紫外（FUV）光谱，该光谱对整个周期进行了采样，以及大量的补充数据。我们没有发现吸积点的证据，GD 394的流量，吸积率和径向速度在紫外和光学波长的观测时间尺度上是恒定的。我们推测，当我们获得观测结果时，这个斑点可能已经不存在了，或者EUV的变化是由一颗未被发现的蒸发行星引起的。从光学和紫外光谱的单独拟合获得的大气参数是不一致的，这是发现多个热白矮星。我们还检测到非光球，高激发吸收线的多种挥发性元素，这可能是一个热等离子体茧周围的白矮星的证据。
2018-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: The fundamentals of outflows from evolved stars
星际介质、星系和宇宙的化学演化模型依赖于我们对恒星和超新星返回物质的数量和化学成分的理解。恒星产额是从恒星演化模型中获得的，目前缺乏恒星质量损失的预测公式，尽管它显着影响恒星的寿命，核合成和化学喷出物。星系的性质来自于对明亮成员星的积分光的观测。处于演化后期的恒星是星系中红外线最亮的天体之一。一个不切实际的处理质量损失的过程中引入了显着的不确定性，星系的属性来自他们的综合光。我们描述了目前的努力和未来的需求和机会，以表征AGB外流：驱动机制，外流率，基本的基本物理和化学过程，如尘埃颗粒的形成，以及这些对金属丰度的依赖。
2019-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Far Ultraviolet Spectroscopic Analysis of BZ Ursae Majoris
我们提出了一个分析的哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）的远紫外快照光谱的矮新星BZ UMa在平静期间采取。我们发现，当假设白矮星的重力为log（g）=7.5时，通量连续谱与温度为15,000 K、距离约为156 pc的白矮星大气的通量连续谱是一致的。我们还表明，氢准分子卫星线不透明度影响1300-1400 A附近的光谱，必须包括微调光谱建模，这是自洽的低恒星温度，我们发现。
2011-07-29 astro-ph.SR
Seven white dwarfs with circumstellar gas discs I: white dwarf parameters and accreted planetary abundances
本文观测七颗有星周气体盘的白矮星，测量了多种元素丰度，发现气体阻力未显著增强吸积，并指出丰度比值比绝对丰度更可靠，光学与紫外光谱存在丰度差异需进一步研究。
2023-11-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Direct Estimates of the Solar Coronal Magnetic Field Using Contemporaneous Extreme-ultraviolet, Radio, and White-light Observations
我们报告了2016年3月16日观测到的太阳日冕分裂带II型射电爆发，使用Gauribidanur射电分光偏振仪（GRASP）在频率范围$\approx$\，90\，-\，50 MHz和Gauribidanur射电日像仪（GRAPH）在两个离散频率，即80 MHz和53.3 MHz。在同一时期的极紫外（EUV）和白光观测表明，上述爆发分别与通量绳结构和日冕物质抛射（CME）有关。使用EUV，无线电和白光数据生成的组合高度-时间图表明，不同的观测特征（即通量绳，II型爆发和CME）都密切相关。我们根据上述观测数据构建了日冕电子密度分布的经验模型（$N_{e}(r)$，$r$是日心距离），并使用它来估算观测到的各个事件的$r$值范围内的日冕磁场强度（$B$）。$B$值彼此一致。它们在$r \approx$\，1.1\，-\，2.2 $\rm R_{\odot}$范围内以$B(r)\,=\,2.61 \times r^{-2.21}$ \textrm{G}形式变化。据我们所知，在没有假设$N_{e}(r)$模型的情况下，通过结合电磁波谱两个不同区域（射电和白光）的同时观测集，对近日日冕中$B$进行类似的“直接”估计很少报道。此外，目前的工作是一种新的尝试，传播EUV通量绳结构的特性，被认为是一个CME接近太阳的签名，已被用来估计$B(r)$在相应的距离范围。
2019-07-23 astro-ph.SR
Unveiling the white dwarf in J191213.72-441045.1 through ultraviolet observations
本研究通过哈勃望远镜远紫外观测直接探测到双星系统J191213.72-441045.1中的白矮星，测定其温度、质量并给出磁场上限，挑战了类脉冲星模型，支持低磁场螺旋桨模型，还构建了解释系统特征的几何模型。
2023-11-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The time-variable ultraviolet sky: Active Galactic Nuclei, Stars and White Dwarfs
本文提出VASCA分析管道处理GALEX卫星10年数据，构建包含4202个时变紫外源的1UVA目录，并重点揭示了一颗大质量脉动白矮星的异常通量变化。
2024-05-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The gaseous debris disk of the white dwarf SDSS J1228+1040. HST/COS search for far-ultraviolet signatures
白矮星（WD）周围的气体和尘埃碎片盘是由潮汐破裂的行星体形成的。这提供了一个机会，以确定外行星材料的组成，通过测量元素丰度在吸积WD的大气。一个更直接的方法是通过对磁盘本身的光谱分析。目前，通过圆盘发射线检测到的化学元素的数量小于通过WD大气中的线检测到的物种。我们评估了一个经过充分研究的天体（SDSS J122859.93+104032.9）的远紫外（FUV）光谱，以寻找波长<1050埃的圆盘特征，其中莱曼系的宽吸收线有效地阻挡了WD光球通量。我们用哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪进行了FUV观测（950-1240埃），并使用了存档的光谱。我们比较了它们与非局部热力学平衡模型谱。此外，我们调查的钙II红外三重线（IRT）线配置文件，以约束磁盘的几何形状和组成。在FUV光谱中没有检测到盘发射线，表明盘的有效温度约为5000 K。长时间的变化的钙II IRT再现与进动磁盘模型的散装地球一样的组合物，具有0.3g/cm 2的表面质量密度和从55到90 WD半径的扩展。该盘具有螺旋形状，以大约37年的周期进行旋进，证实了以前的结果。
2016-07-27 astro-ph.SR
A comprehensive near and far ultraviolet spectroscopic study of the hot DA white dwarf G191-B2B
我们提出了一个详细的光谱分析的热DA白矮星G191-B2 B，使用最好的信号噪声，高分辨率的近和远紫外光谱获得的日期。这是由共同添加的\textit{HST} STIS E140 H、E230 H和\textit{FUSE}观测结果构建的，分别覆盖1150- 3145 nm和910- 1185 nm的光谱范围。借助最近公布的原子数据，我们已经能够确定以前未检测到的吸收功能下降到只有几个毫微电子的等效宽度。总共有976个吸收特征已被检测到$3σ$置信度或更高，其中947条谱线现在已被识别，其中大部分归因于Fe和Ni跃迁。在我们的调查中，我们还可能发现了一个额外的来源，拱星材料起源于硅{ \sc iii}。虽然我们确认了通过\citet{vennes05a}检测到Ge的存在，但我们未检测到任何其他物质。此外，我们计算了C、N、O、Si、P、S、Fe和Ni的更新丰度，同时还首次计算了Al的NLTE丰度，推导出Al { \sc iii}/H= $1.60_{-0.08}^{+0.07}\times{10}^{-7}$。我们的分析构成了对任何白矮星最完整的光谱测量。在\textit{FUSE}光谱中观察到的所有吸收特征现在都已经被识别，并且在STIS光谱中相对较少的仍然难以捉摸。
2013-08-22 astro-ph.SR
Bright Ray-like Features in the Aftermath of CMEs: White Light vs UV Spectra
电流片是局限太阳磁结构爆发中磁重联的重要标志。日冕物质抛射（CME）的模型涉及到形成一个电流片，将抛射出的通量绳与喷发后的磁环连接起来。电流片在CME的白光图像中被识别为向外移动的CME核心的窄射线，在紫外光谱中被识别为发射Fe XVIII线的窄亮特征。在这项工作中，在白光图像或紫外光谱中检测到的射线样品进行了分析。测量了射线的温度、宽度和线强度，并研究了它们与CME性质的相关性。这些样本显示了热射线、日冕射线和冷射线的广泛温度范围。在某些情况下，紫外光谱支持射线作为电流片的识别，但它们表明一些白光射线是来自CME核心的冷物质。在许多情况下，热的和冷的物质都存在，但沿着紫外线日冕光谱仪（UNOPS）的狭缝彼此偏移。我们发现，大约18%的白光射线显示非常热的气体与当前的片解释一致，而大约23%的显示冷气体，我们认为这是从CME核心回流的冷日珥物质。其余的事件具有普通的日冕温度，也许是因为它们已经放松回到静止状态。
2013-01-24 astro-ph.SR
Simultaneous Observation of Reconnection Inflow and Outflow Associated with the 2010 August 18 Solar Flare
本文报道了2010年8月18日由{ \it太阳动力学天文台}上的大气成像组件观测到的耀斑磁重联流入和流出的同时极紫外观测。我们发现，在耀斑的上升阶段，一些等离子体斑点出现在热环上方的片结构。等离子体团沿片状结构双向喷射（流出），同时极紫外图像中可见的线向片状结构移动（流入）。向上和向下的喷射速度分别为220-460 km/s $^{-1}$和250-280 km/s $^{-1}$。流入速度在5分钟内从90 km s $^{-1}$变为12 km s $^{-1}$。通过使用这些速度，我们估计了无量纲重联率，我们发现在此期间从0.20变化到0.055。我们还发现，在片结构中的等离子体斑点碰撞或相互合并之前，他们从片结构喷射。我们假设，片结构是电流片，这些等离子体斑点是等离子体团或磁岛，这可能是重要的理解重联区的动力学。
2011-12-08 astro-ph.SR
Moving structures in ultraviolet bright points: observations from Solar Orbiter/EUI
在活动区域的日冕亮点和太阳耀斑中检测到了移动结构，它们是双向的，对称的，同时的和准周期的（Ning & Guo 2014; Ning 2016; Li et al. 2016 a）。它们可以被视为等离子体通过磁重联流出的观测证据。在这篇文章中，我们探索了2020年11月19日在安静的太阳或一个小的活动区域内观察到的15个紫外亮点（UBP）中的成对移动结构，并由太阳轨道器（SolO）上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率（HRI）望远镜在两个通带HRIEUV 174和HRILyα 1216中测量。在10个UBP中观测到的运动结构从亮核开始向两端传播，解释为双向运动结构的发散运动。这些移动结构的特点也是对称性和对称性，在七个UBP的情况下，他们表现出准周期性。它们可能是由磁重联后的流出产生的。另外5个UBP中的运动结构起源于双端，并逐渐靠近，合并在一起，表现为会聚运动，这可能是由通过磁重联的流入引起的，也可能被解释为色球蒸发驱动的上升流。
2022-04-05 astro-ph.SR
Ultraviolet extinction correlation with 3D dust maps using white dwarfs
本研究利用300 pc内DA型白矮星的HST和GALEX观测，结合76条视线光谱与1158颗恒星的测光数据，推导了UV红化系数并验证了三维尘埃图在光学和紫外消光校正中的有效性。
2024-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The donor star radial velocity curve in the cataclysmic variable GY Cnc confirms white dwarf eclipse modelling mass
本研究测量激变变星GY Cnc供体星径向速度为280±2 km/s，与食光变曲线建模质量预测一致，证实该质量可靠，并指出紫外光谱法可能受吸积盘干扰。
2023-11-13 astro-ph.SR
Discovery and Characterization of White Dwarf-FGK Main-Sequence Binaries within the Optical Main-Sequence Locus
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天体物理研究所）；Aerospace Information Technology University（航天信息技术大学）
研究通过识别654个可靠的白矮星-FGK主序双星候选者，利用光谱和天文数据确定其有效温度、半径及距离，揭示白矮星主要为低质量星体，且存在二星交互形成的极低质量白矮星。
2026-05-13 astro-ph.SR
Discovery of near-ultraviolet counterparts to millisecond pulsars in the globular cluster 47 Tucanae
本文报道了在球状星团47 Tuca中发现射电毫秒双星47 Tuc Q和47 Tuc S的可能的白矮星伴星。这些蓝色恒星是在哈勃太空望远镜的近紫外图像中发现的，我们从中获得了精确的绝对天体测量，并且位于与射电坐标一致的位置，误差在0.016弧秒（0.2西格玛）以内。我们目前的近紫外和光学颜色为以前确定的同伴毫秒脉冲星47 Tuc U，我们毫不含糊地确认了初步的光学同行47 Tuc T和47 Tuc Y的识别。对于后者，我们首次提出了它的无线电定时解决方案。我们发现，所有五个近紫外对应物的U300-B390的颜色是一致的质量~0.16-0.3 Msun和冷却年龄~0.1-6 Gyr的He白矮星冷却模型。47 Tuc U和47 Tuc T的Ha-R625颜色表明存在一条强的Ha吸收线，正如对具有H包层的白矮星的预期。
2015-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Far Ultraviolet Spectroscopy of Seven Nova-Like Variables
我们提出的档案远紫外光谱的几个关键的新星样变量，包括成员的SW性别，RW三，UX UMa和VY Scl子类：KR Aur，RW三，V825她，V795她，BP林恩，V425 Cas和HL Aqr的多组分合成光谱分析的结果。吸积率以及可能的流量贡献的吸积白矮星包括在我们的分析。除了具有可靠的三角视差的RW Tri外，我们使用Alfregge（2006）的方法计算了到新星系统的距离。我们分析的7个档案IUE光谱的RW三在其视差距离为341 pc一致表明，低质量（0.4 Msun）白矮星和平均吸积率，6.3 E-9 Msun/年。对于KR Aur，我们估计白矮星的Teff=29，000 K，log g = 8.4，贡献了18%的FUV通量，而一个吸积速率为3 E-10 Msun/yr，倾角为41 °的吸积盘贡献了剩余的FUV通量。我们发现，一个吸积盘占主导地位的V425 Cas的远紫外光谱，但一个白矮星的贡献不可忽略的约18%的FUV流量。对于两个高态类新星HL Aqr和V825 Her，它们的吸积盘占绝对优势，吸积盘的吸积速率分别为1 E-9 Msun/yr和3 E-9 Msun/yr。对于BP Lyn，我们发现1 E-8 Msun/yr的吸积速率，而对于V795 Her，我们发现1 E-10 Msun/yr的吸积速率。我们讨论了我们的研究结果的演化状态的新星样变量的影响。
2010-07-20 astro-ph.SR
High angular resolution near-ultraviolet polarization imaging of the Herbig Ae/Be star LK-Hα-233
本研究利用哈勃空间望远镜档案中的近紫外偏振数据，对Herbig Ae/Be星LK-Hα-233进行高分辨率成像，揭示了星周盘和X形外流结构，并约束了系统几何参数。
2025-05-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: Understanding the evolution of close white dwarf binaries
包含白矮星的相互作用双星可能导致各种结果，从强大的热核爆炸，这在星系的化学演化和宇宙学距离估计中非常重要，到低频引力波辐射的强源，这使它们成为引力低频波探测器LISA任务的理想校准器。然而，目前的理论演化模型仍然无法解释已知的白矮星种群在相互作用和分离双星中的观测特性。主要的局限性是，现有的人口模型一般已开发，以解释这些系统的子样本的属性，占用小体积的巨大的参数空间，和观察到的样本是严重的偏见。未来十年的首要目标是收集一个大的和均匀的白矮星二进制样本，跨越整个进化状态的范围，以获得它们的物理性质的精确测量，并进一步发展理论，以令人满意地再现整个人口的属性。虽然正在进行的和未来的全天空高分辨率和低分辨率光学光谱调查使我们能够扩大这些系统的样本，高分辨率紫外光谱是绝对必要的白矮星在这些双星的特性。哈勃太空望远镜是目前唯一提供紫外光谱的设施，随着其可预见的消亡，计划下一个紫外任务是最紧迫的。
2019-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
White Dwarf Variability with gPhoton: Pulsators
我们目前的结果从搜索短时间尺度白矮星的变化使用\texttt{gPhoton}，一个时间标记的数据库的\textit{GALEX}光子事件和相关的软件包。我们对McCook-Sion星表中的$320$白矮星进行了调查，检查了每颗白矮星的光度变化，特别强调了在小于$\sim 30$分钟的时间尺度上的变化。在这次巡天中，我们发现了一颗新的脉动白矮星：WD 2246-069。在存档ESO光谱中发现Ca II K线，在WISE $W1$和$W2$带中观察到IR过量。它的独立模式被确定在后续的光学光度学和用于模拟其内部结构。此外，我们检测到紫外线脉动在四个以前已知的脉动ZZ Ceti型（DAVs）。这一组包括使用几乎同时进行的全地球望远镜和\textit{GALEX}数据，在光学、近紫外和远紫外波段同时拟合WD 1401-147的脉动，提供对白矮星脉动幅度的波长依赖性的观测见解。
2017-12-19 astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables: I. SS Aurigae and TU Mensae
激变变星的化学丰度研究揭示了许多激变变星白矮星中的高氮碳比（基于紫外线发射和吸收线），以及许多秒星中可能的碳缺乏（基于红外CO吸收线的缺失）。这表明白矮星表面的吸积物质和施主本身可能被CNO处理过的物质污染。为了进一步了解这种丰度异常的起源，有必要进行进一步的化学丰度研究。在目前的工作中，我们进行了远紫外光谱分析的极端SU UMa矮新星TU男子和U宝石矮新星SS Aur使用档案光谱。我们得出的质量和温度的WD使用最近可用的DR 2盖亚星系。HST STIS光谱分析得出TU Men的WD质量为$M_{\rm wd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$，温度为$27,750 \pm 1000$ ~K，SS Aur的WD质量为$M_{\rm wd} \sim 0.80 \pm 0.15$，温度为$\sim 30,000 \pm 1000$ ~K。然而，SS Aur的FUSE光谱的分析给出了更高的温度$\sim 33,375 \pm 1875 $ ~K，产生更高的WD质量$\sim 1 \pm 0.25 M_{\odot}$，这可能是由于在FUSE的短波长中存在的第二热发射组分的影响。最重要的是，基于白矮星的远紫外吸收线，我们发现这两个系统都有太阳下的碳和硅丰度。对于TU Men，我们还发现了太阳上的氮丰度，这是CNO加工的证据。
2021-01-10 astro-ph.SR
The three-dimensional structure of sunspots II. The moat flow at two different heights
许多太阳黑子被称为护城河流的径向外流所包围。我们研究了一个黑子在太阳大气两个不同高度上的护城河流，该黑子的磁特性在本系列的第一篇论文中已经报道过。我们使用两个同时的时间序列与过渡区和日冕探测器（TRACE）在白光和紫外线在170 nm。视场的中心是位于盘中心附近的小太阳黑子NOAA 10886。水平速度是通过应用两种不同的局部相关跟踪技术得出的。护城河里到处都是流出的水。在护城河的内部，UV系列的速度大于白光的速度，而在护城河的外部，我们发现相反的结果。结果表明，白光速度代表了护城河中安静的太阳等离子体的一般流出，而紫外线速度主要是由移动速度比一般等离子体流快的小亮点。
2009-12-18 astro-ph.SR
Temporal Variability of Active Region Outflows
最近从Hinode上的极紫外成像光谱仪（EIS）进行的观测表明，活动区周围的低密度区域的特征是在1 MK处发生强烈的蓝移。这些多普勒频移与极紫外和软X射线成像仪观测到的向外传播的扰动有关。由于这些仪器可以有广泛的温度响应，我们调查这些强度波动使用的EIS的单色成像能力，并确认其1 MK的性质。我们还发现，Fe XII 195.119 A蓝移光谱轮廓在其足点表现出短暂的蓝翼增强的时间尺度短至5分钟的节奏。我们还研究了在这些区域中Si VII 275.368 A中0.6 MK观测到的风扇外围环，没有发现Fe XII中出现的速度为40 - 130 km/s的经常性向外传播扰动的迹象。我们确实观察到了下降趋势（15 - 20 km/s），这与在其足迹处测量到的特征红移一致。因此，我们没有发现任何证据表明，在这两个温度下的结构和强度波动，他们表现出相互关联。
2010-08-27 astro-ph.SR
Complete spectral energy distribution of the hot, helium-rich white dwarf RX J0503.9-2854
在DO型白矮星RX J0503.9-2854的视线范围内，星际介质（ISM）的密度非常低，因此恒星光谱的污染几乎可以忽略不计。这使我们能够在从极紫外到近红外的宽波长范围内识别许多金属线。在之前的光谱分析中，已经识别出RX J0503.9-2854紫外光谱中的许多金属线。此处提供了观察到的和识别出的谱线的完整谱线列表。我们比较了合成光谱，已计算出从模型大气中的非局部热力学平衡，与观测。在从极紫外到近红外的波长范围内，我们总共确定了1272条谱线（其中279条是新分配的）。287条线路仍无法识别。对EUV的仔细检查表明，尽管恒星大气模型中包括He、C、N、O、Al、Si、P、S、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Cr、Ni、Zn、Ga、Ge、As、Kr、Zr、Mo、Sn、Ba和Ba，但仍然不能很好地拟合恒星连续通量的观测形状。在EUV中观测到的通量和合成通量之间的偏差有两个可能的原因。模式大气计算中迄今未考虑的元素的不透明度可能会丢失和/或有效温度略低于先前确定的温度。
2016-10-28 astro-ph.SR
Direct Ultraviolet Imaging and Spectroscopy of Betelgeuse
参宿四的直接图像是用哈勃太空望远镜上的暗物体照相机在4年的时间里获得的。这些图像揭示了扩展的紫外线连续辐射（约2倍的光学直径），不同的整体紫外线通量水平和明亮的表面连续特征的变化，在几个月或less.Concurrent测光和径向速度的措施支持的脉动星的模型，首先发现在紫外线从IUE的变化。空间分辨的HST光谱揭示了Mg II色球层发射的更大延伸以及超巨星的旋转。变化的局部亚音速流发生在低色球层，可以覆盖相当大一部分的恒星盘，并可能启动质量外流。
2013-04-09 astro-ph.SR
Detection of a White Dwarf companion to a Blue Straggler Star in the outskirts of globular cluster NGC 5466 with the Ultraviolet Imaging Telescope (UVIT)
我们报告的发现一个热白矮星（WD）的伴星的蓝色离散星（BSS）的球状星团（GC）NGC 5466，从紫外成像望远镜（UVIT）的观测的基础上，船上AstroSat。利用UVIT的4个滤光片的通量测量数据，结合GALEX、GAIA等地面观测数据，构造了远紫外探测BSS NH 84的光谱能量分布（SED）。NH 84的SED揭示了BSS的热伴星的存在。由Gemini谱和Kurucz模式拟合得到的BSS温度和半径（T $_{\mathrm{eff}} = 8000^{+1000}_{-250}$ K，R/R $_\odot = 1.44 \pm 0.05$）是一致的。通过拟合Koester WD模型得到NH 84较热伴星的温度和半径（T $_{\mathrm{eff}} = 32,000 \pm 2000$ K，R/R $_\odot = 0.021 \pm 0.007$），表明它可能是一个热WD。从光谱中得到的径向速度以及来自GAIA DR 2的自行确认NH 84是星团的运动学成员。这是在GC中第二次检测到BSS-WD候选者，并且是在低密度GC的外围的第一次检测。这个BSS在NGC 5466中的位置以及它的动力学年龄支持BSS在低密度环境中形成的质量传递途径。
2019-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope Far Ultraviolet Spectroscopy of the Recurrent Nova T Pyxidis
有六个记录的新星爆发，原型复发新星T Pyxtanes是理想的激变变量系统，以评估净变化的白矮星质量在一个新星周期。最近对2011年爆发中喷射出的质量的估计从几个1.E-5 sollar质量到3.3E-4 sollar质量不等，并假设44年的质量吸积速率为1.E-8到1.E-7 Sollar质量/年，得出的结论是T Pyx中的白色dwaf实际上正在失去质量。使用NLTE磁盘建模光谱，以适应我们最近获得的哈勃太空望远镜（HST）COS和STIS光谱，我们发现一个质量吸积率高达两个数量级大于先前估计。我们更大的质量吸积率主要是由于新推导出的T Pyx距离（4.8kpc; Sokoloski et al. 2013，大于之前的3.5kpc估计），我们推导出的E（B-V）=0.35的红化（基于IUE和GALEX光谱的组合）和NLTE盘模型（与早期工作中的黑体和原始通量估计相比）。我们发现，对于红化（0.25 < E（B-V）< 0.50）和白dwaf质量（0.70 ~ 1.35 Sollar质量）的大多数值，吸积质量大于喷射质量。只有在低红化（0.25或更小）和大的白色dwaf质量（0.9 sollar质量或更大）相结合的情况下，喷出的质量才大于吸积的质量。然而，最好的光谱拟合的结果是获得一个较大的红化值。
2014-02-01 astro-ph.SR
X-ray and ultraviolet observations of the eclipsing cataclysmic variables OV Bootis and SDSS J103533.02+055158.3 with degenerate donors
大多数激变变星被预测为后周期最小系统，具有退化的施主星，即周期保镖。然而，由于其内在的模糊性，迄今为止只有少数这些系统被安全地识别出来。我们想研究两个食周期弹跳者OV Bootis和SDSS J103533.02+055158.3的X射线特性，这两个弹跳者是因为离地球很近而被选中进行这项研究的。我们获得了这两个天体的XMM-牛顿相位分辨X射线和紫外观测，用于光谱和时间分析。由于最近的一次矮新星爆发，OV Boo在X射线和紫外线波长上比SDSS J103533.02+055158.3亮得多，因此可以对日食进行一些详细的研究。一个更新的日食星历表被推导出来。X射线被证明起源于白矮星附近，即边界层，其吸收影响其光谱。在SDSS J103533.02+055158.3中没有吸收，尽管在相同的倾角下观察到，表明椎间盘和椎间盘边缘的形状不同。这两个天体的白矮星温度都被重新测定：OV Boo中的白矮星在矮新星爆发后5个月仍然很热（23，000 K），SDSS J103533.02+055158.3中的白矮星比之前假设的更热（Teff = 11，500 K）。到目前为止，在X射线中研究的所有三个具有简并施主的激变变星，包括SDSS J121209.31+013627.7，都在X射线中被清楚地发现，并揭示了质量吸积率dot（M）>= 8 x 10^（-15）Msun/ yr。如果它们的X射线行为代表…
2021-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
GW Librae: A unique laboratory for pulsations in an accreting white dwarf
在一些激变变星中的吸积白矮星中已经发现了非径向脉动。这些恒星提供了对氢、氦和金属混合组成的大气中脉动模式的激发的洞察，以及这些模式对白矮星温度变化的响应。在所有的脉动激变白矮星中，天秤座GW脱颖而出，因为它有一个完善的观测记录，记录了三个独立的脉动模式，这些模式在白矮星2007年吸积爆发后温度急剧上升时消失。我们对2002年、2010年和2011年拍摄的HST紫外光谱的分析表明，脉动产生了白矮星有效温度的变化，正如理论预测的那样。此外，在2013年5月，我们获得了新的HST/COS紫外观测结果，显示出意想不到的行为：除了在~ 275 s处显示出变化，这与2010年和2011年HST检测到的爆发后脉动接近，白矮星在~ 4.4 h的时间尺度上表现出高振幅的变化。我们证明，这种变化是由白矮星上的一个区域的温度增加，覆盖了约30%的可见白矮星表面。我们反对一个短暂的吸积插曲作为这种加热的解释，并讨论这一事件的背景下，非径向脉动的快速旋转的恒星
2016-04-07 astro-ph.SR
White dwarf planetary systems in the ultraviolet
University of Warwick（华威大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Boston University（波士顿大学）；NOIRLab（美国国家光学-红外天文研究实验室）；University of Colorado（科罗拉多大学）
利用远紫外光谱测量白矮星大气中吸积的系外小行星碎片丰度，揭示其内部组成和挥发分含量，为行星形成和生命起源提供关键约束。
2026-05-23 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
White dwarfs as probes of extrasolar planet compositions and fundamental astrophysics
本文提出利用宜居世界天文台（HWO）的高分辨率紫外光谱能力，通过测量污染白矮星中的重元素来约束系外行星成分，并搜寻强引力场下精细结构常数的变化，要求分辨本领至少60,000、紫外覆盖至900埃。
2025-07-02 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Periodic optical variability and debris accretion in white dwarfs: a test for a causal connection
最近的开普勒测光显示，大约一半的白矮星（WD）具有周期性的低水平（~ 1 e-4 - 1 e-3）光学变化。哈勃太空望远镜（HST）的紫外光谱显示，多达一半的WD正在积极地吸积岩石行星碎片，这可以通过光球金属吸收线的存在来证明。我们已经获得了HST紫外光谱的7个WD已被监测的周期性变化，以测试的假设，这两种现象是因果关系连接，即光学周期性调制是由WD旋转加上不均匀的表面分布的吸积金属。我们在七个WD中的四个中检测到光球金属。然而，我们发现光学周期变化的存在和光球紫外吸收线的检测之间没有显着的对应关系。因此，零假设成立，这两种现象没有直接关系。WD表面不均匀性的一些其他来源，可能与磁场强度有关，与WD旋转相结合，或者由于紧密的二元伴侣的影响，可能是所观察到的光学调制的背后。我们报道了在WD J1949+4734中边缘检测到分子氢，这是迄今为止已知的第四个检测到H_2谱线的WD。我们还将J1926+4219重新分类为富碳He-sdO亚矮星。
2018-01-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Strong Ultraviolet Pulse From a Newborn Type Ia Supernova
Ia型超新星是碳氧白矮星的毁灭性爆炸。虽然它们被经验性地用于测量宇宙学距离，但它们的祖先的性质仍然是神秘的。其中一个主要的祖先模型，称为单简并通道，假设白矮星吸积来自伴星的物质，导致其中心压力和温度的增加引发热核爆炸。在这里，我们报告的观测强烈，但下降的紫外线发射从Ia型超新星在四天内爆炸。这种发射与超新星和伴星喷射出的物质之间碰撞的理论预期一致，因此提供了一些Ia型超新星产生于单一简并通道的证据。
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Catalogs of Hot White Dwarfs in the Milky Way from GALEX's Ultraviolet Sky Surveys. Constraining Stellar Evolution
我们提出了银河系中热恒星候选者的全面目录，选自GALEX远紫外（FUV，1344-1786 AA）和近紫外（NUV，1771-2831 AA）成像。FUV和NUV测光使我们能够提取最热的恒星物体，特别是热白矮星（WD），这是难以捉摸的，因为他们的高温和微弱的光学光度在其他波长。我们从两个GALEX的调查：AIS（全天空成像调查，深度ABmag~19.9/20.8在FUV/NUV）和MIS（中深度成像调查，深度~22.6/22.7mag）产生的紫外源目录。这两个星表（来自GALEX第五次数据发布）包含6530万/1260万（AIS/MIS）唯一的紫外源，误差（NUV）<0.5等，超过21,435/1,579平方度。我们还根据SDSS（第7次数据发布）的匹配光学光度学构建了紫外源的子星表：这些包含0.6/0.9百万（AIS/MIS）源，在FUV和NUV中误差<0.3 mag，不包括具有多个光学对应物的源，面积为7，325/1，103平方度。所有产品目录均可在线获取。然后，我们选择了28，319（AIS）/9，028（MIS）匹配源，其FUV-NUV<-0.13;这种颜色切割对应于温度高于~ 18，000 K的恒星Teff。NUV-r>0.1的额外色切分离出Teff's差异很大的双星，以及一些侵入的类星体。子样本的可用光谱表明NUV-r<0.1的热恒星候选者受到非恒星物体的污染可以忽略不…
2010-11-08 astro-ph.SR
Faint NUV/FUV Standards from Swift/UVOT, GALEX and SDSS Photometry
目前，暗紫外标准星的缺乏在一定程度上限制了深紫外测光的精度。为了改善这种情况，我们提出了一个新的暗弱（u sim 17）紫外标准星的统一目录。斯隆数字巡天和星系演化探测器对这些恒星进行了高精度测光，并与雨燕紫外光学望远镜的新数据相结合，提供了从近红外到远紫外的精确测光测量。选择这些恒星是因为它们是已知的热（20，000 < T_eff <50，000 K）DA白矮星，具有已发表的斯隆光谱，应该是光度稳定的。这种精心的选择使我们能够将组合的测光和斯隆光谱与纯氢大气模型进行比较，以限制白矮星的潜在特性并测试白矮星模型预测测光测量的能力。我们发现测光对白矮星的温度提供了很好的约束，这表明Swift/UVOT有能力研究热亮星的性质。我们进一步发现，该模型再现的光度测量在所有11个通带内的系统不确定性。在我们的测光极限内，我们发现标准星在光度上是稳定的。这一成功表明，该模型可用于校准额外的过滤器，我们的标准系统，允许更容易地比较来自异质源的光度。模型拟合中最大的不确定性来源是前景红化曲线的不确定性，这是一个在UV中特别严重的问题。
2010-10-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Analyzing the Low State of EF Eridani with Hubble Space Telescope Ultraviolet Spectra
时间分辨光谱在整个轨道的EF厄利在其低吸积状态下获得了与太阳盲通道上的先进相机的调查机载哈勃太空望远镜。整体光谱分布在1500和1700 A处呈现峰值，而UV光变曲线在双星轨道上显示准正弦调制。试图用带有热点和回旋辐射的白矮星模型来拟合整个轨道上的光谱变化。一颗温度约为10，000 K的无磁白矮星，其热点中心温度为15，000 K，一般来说，它在1400和1600 A的宽谱线与准分子H的特征H2和H+2相匹配。然而，Lyalpha吸收核心的通量并不为零，这意味着有一个额外的分量，整个轨道的通量变化在长波长处并不匹配。或者，一个具有100 MG回旋加速器组件的9500 K白矮星可以适应最低（相位0.0）通量，但最高通量（相位0.5）需要额外的磁场或温度源。UV拟合所需的100 MG场远高于拟合光学/IR波长的100 MG场，这将支持先前关于极化中复杂场结构的建议。
2010-05-13 astro-ph.SR
Time evolution of white-light flare accompanied by probable postflare loops on M-type dwarf EV Lacertae
本文通过对M型矮星EV Lac的同时测光与高时间分辨率光谱观测，研究了白光耀斑连续谱的温度时间演化，并探测到耀斑后环信号，为理解恒星白光耀斑机制及近距离行星宜居性提供依据。
2025-07-04 astro-ph.SR
Fuse and IUE Spectroscopy of the Prototype Dwarf Nova ER Ursa Majoris During Quiescence
大熊座ER是SU UMa型矮新星的一个子集的原型，其特征是爆发之间的周期短，爆发频率高，和“负”超级驼峰。它每43天发生一次超级爆发，持续20天，每4天发生一次正常爆发，爆发幅度为3级。用吸积盘模型和高重力光球模型拟合远紫外光谱探测器（FUSE）和国际紫外探测器（IUE）的光谱，对静止状态下的ERUma进行了远紫外光谱分析。利用Gaia视差距离和$50^{\circ}$的轨道倾角，我们发现在4天的短暂静止期内，吸积速率为$7.3 \times 10^{-11}M_{\odot}$ /yr，其中ERUMa白矮星贡献了FUV通量的55%，而吸积盘贡献了剩余的45%. ER UMa中的白矮星明显比CV周期间隙以下的矮新星中的其他白矮星更热（32，000 K），后者的典型温度为$\sim$ 15，000 K。对于60到75度的更高倾角，我们得出的吸积速率大约比$1 - 3 \times 10^{-10}M_{\odot}$ /年高一个数量级。
2019-07-15 astro-ph.SR
Observations of a white-light flare associated with a filament eruption
我们提出了一个M5.7白光耀斑（WLF）的观测结果，与2012年5月10日在NOAA活动区11476的一个小丝状喷发有关。在这次耀斑过程中，活动区东部出现了一条圆形的耀斑带，活动区西北部出现了一个遥远的增亮。采用多波长数据分析了WLF，包括白光（WL）、紫外、极紫外、硬X射线（HXR）和微波。WL，HXR和微波辐射之间的密切的空间和时间关系被发现在这个WLF。然而，WL发射的峰值时间滞后于HXR和微波发射的峰值时间约1-2分钟。这样的结果倾向于支持WL发射的回温机制。有趣的是，增强的WL发射发生在灯丝的两个足点处。通过强迫场和位场的外推，我们发现耀斑区的三维磁场具有扇脊特征，在穹状场结构下存在一条磁绳。我们把耀斑演化的全过程分成几个阶段来描述，每个阶段分别产生暗条下的增亮、环形耀斑带和WL增强。我们认为，磁丝的磁场和上覆的磁场之间的重联或磁绳内的重联导致WL增强。
2018-01-13 astro-ph.SR
Optical detection of the 1.1-day variability at the white dwarf GD 394 with TESS
最近的发现表明，行星系统通常会在其宿主恒星的主序后演化中幸存下来，从而使所产生的白矮星具有丰富的环绕恒星环境。其中最令人感兴趣的是热白矮星GD 394，在20世纪90年代中期的极紫外探测器（EUVE）观测中发现了独特的$1.150\pm0.003$ d通量变化。这种变化一直没有一个令人满意的解释，但假设包括通道吸积产生金属黑点，被蒸发行星的气体云掩盖，或从轨道铁芯微行星产生的通量管加热。我们目前的观测与过境系外行星调查卫星（TESS）的GD 394。天基光学光度测定表明，$0.12\pm0.01$ %通量变化的周期为$1.146\pm 0.001$ d，与EUVE周期一致，并首次重新探测到极紫外线以外的通量变化。我们描述了TESS光变曲线的分析和光学变化的测量，并讨论了我们的结果的影响，为GD 394的可变性提出了各种物理解释。
2020-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Herschel/HIFI Spectral Mapping of C$^+$, CH$^+$, and CH in Orion BN/KL: The Prevailing Role of Ultraviolet Irradiation in CH$^+$ Formation
CH $^+$离子是星际碳化学初始步骤中的关键物质。然而，它在不同环境中的形成还没有得到很好的理解，因为主要的产生途径是吸热的（4280 K），不太可能在分子云的典型温度下进行。我们研究CH $^+$的形成与CH $^+$ $J=1-0, 2-1$旋转跃迁的第一速度分辨光谱映射，三组CH $Λ$ -双三重线，$^{12}$ C $^+$和$^{13}$ C $^+$，和CH $_3$ OH 835~GHz E-对称Q分支跃迁，获得与Herschel/HIFI超过$\approx$ 12 arcmin $^2$集中在猎户座BN/KL源。我们提出的空间形态和运动学，云边界条件，激发温度，柱密度，和$^{12}$ C $^+$光学深度。表明C $^+$、CH $^+$和CH的发射出现在稀释气体中，在爆炸性、致密BN/KL流出物之外。我们的模型表明，紫外线照射提供了有利的条件，稳态生产CH $^+$在这种环境中。令人惊讶的是，没有发现这些物种的空间或运动学对应H $_2$ S（1）的排放跟踪冲击气体的流出。我们建议，C $^+$被消耗的快速生产的CO来解释缺乏C $^+$和CH $^+$的流出，荧光提供了水库H $_2$激发到更高的振转和旋转水平。因此，在恒星形成的环境中包含的冲击源和强紫外线辐射，CH $^+$的形成和激发条件的描述是不完整的，不包括重要的-可能占主导地位的-紫外线辐射的…
2016-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shallow Ultraviolet Transits of WD 1145+017
WD 1145+017是一个独特的白矮星系统，它有严重污染的大气层，来自尘埃盘的红外线过量，来自星周气体的许多宽吸收线，以及不断变化的凌日特征，可能来自一颗活跃解体的小行星的碎片。在这里，我们介绍了2015年至2018年哈勃、凯克、VLT、斯皮策和许多其他小型望远镜的大型光度和光谱活动的结果。有点令人惊讶的是，但与之前在u'波段的观测结果一致，紫外线的过境深度总是比光学的要浅。我们发展了一个模型，可以定量地解释所观察到的“发蓝”，主要发现是：I。凌日天体、星周气体和白矮星都沿着我们的视线排列; II.凌日天体阻挡的星周气体比白矮星本身阻挡的气体要多。由于大多数拱星线都集中在紫外线上，因此在凌日期间，紫外线通量似乎比光学通量更少被阻挡，从而导致较浅的紫外线凌日。光学凌日深度和星周谱线强度之间的强反相关性进一步支持了这一假设。我们还没有探测到任何由WD 1145+017周围的凌日物质引起的波长依赖性凌日。
2019-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nuclear Dominated Accretion Flows in Two Dimensions. II. Ejecta dynamics and nucleosynthesis for CO and ONe white dwarfs
我们研究了白矮星与中子星或黑洞合并形成的吸积盘的质量喷射。这些磁盘大多是辐射效率低下，并支持核聚变反应，随之而来的流出和电磁瞬变。在这里，我们进行时间依赖性，轴对称流体动力学模拟这些磁盘，包括物理状态方程，粘性角动量输运，耦合$19$ -同位素核网络，和自引力。我们没有发现在任何配置的研究爆炸。我们的全局模型从中心物体延伸到比圆盘大得多的半径。我们发展这些全球模型的几个轨道，以及替代版本与切除的内边界更长的时间。我们获得强大的外流，广泛的速度分布范围内的$10^2-10^4$公里的$^{-1}$。流出物的成分主要是初始白矮星的成分，燃烧产物以$\lesssim 10-30\%$的质量水平混合，包括高达$\sim 10^{-2}M_\odot$的${}^{56}$ Ni。这些较重的元素（加上${}^{4}$ He）在旋转轴的$\lesssim 40^\circ$范围内喷射出来，并且应该比组成白矮星的较轻元素具有更高的平均速度。这些结果与以前的一维和二维的研究，并指出这些系统的祖先快速上升（$\sim $几天）瞬变。如果吸积到中央BH/NS的动力相对论喷流，这些事件可能伴随着高能量瞬变与峰值亮度$\sim 10^{47}-10^{50}$ erg s $^{-1}$和峰值持续时间长达几分钟，可能占像CDF-S XT 2的事件。
2019-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Million Degree Plasmas in Extreme Ultraviolet (EUV) Astrophysics
百万度等离子体在宇宙中无处不在，例子包括白矮星的大气层;年轻恒星的吸积现象，灾难性的变量和活动星系核;恒星的日冕;以及我们自己的星系和其他星系的星际介质。百万度等离子体的大部分辐射是在极紫外（EUV）波长下发射的，其中包括含有诊断信息的关键光谱特征，这些信息通常在其他波长下不可用。在成熟的仪器技术的支持下，这里有很大的机会获得令人兴奋的发现。
2009-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evaporation of Close-in Sub-Neptunes by Cooling White Dwarfs
本研究首次数值模拟白矮星高能辐射驱动的近距行星大气逃逸，发现亚海王星的氢氦包层可能在白矮星形成早期被完全蒸发，该方法可推广用于研究白矮星行星的演化与宜居性。
2024-04-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Horizontal supergranule-scale motions inferred from TRACE ultraviolet observations of the chromosphere
我们研究了由TRACE观测色球辐射所揭示的水平超颗粒尺度运动，并探讨了色球层和下伏光球层之间的耦合。一种名为球跟踪的高效特征跟踪技术首次应用于TRACE（过渡区和日冕探测器）在白光通带和中心为1700 Å、1600 Å和1550 Å的三个紫外线通带中获得的图像序列。由此产生的速度场已被空间平滑和时间平均，以揭示水平超颗粒尺度的运动，可能存在于这些通带的发射高度。我们发现确实是一个高度相关的水平速度在白光和紫外线通带。由色球和光球辐射导出的水平速度在量级上是相当的。紫外通带中的水平运动可能表明色球层中存在超颗粒尺度的磁对流，这可能为研究色球层高度日冕和太阳风的质量和能量供应提供新的线索.然而，它也可能是视运动反映色球亮度演化所产生的声冲击，可能是调制的光球颗粒运动在其激发过程中，或平流部分超颗粒尺度流向网络，而从光球向上传播。为了得出一个明确的结论，有必要通过数值模拟研究颗粒运动在激发冲击中的作用，并且必须仔细研究未来的高节奏色球磁图。
2010-06-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
