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
Carbon Synthesis in Steady-State Hydrogen and Helium Burning On Accreting Neutron Stars
来自吸积中子星的超爆发探测极端密度（$ρ\approx 10^{9}~g\,cm^{-3}$）和温度（$T>10^9~K$）下的核反应。这些爆发（$\sim$的能量是I型X射线爆发的1000倍）很可能是由常规I型X射线爆发的rp过程中（积累的氢和氦被燃烧）产生的重核海洋中的碳不稳定点燃引发的。一个悬而未决的问题是足够数量的碳的来源，这些碳在X射线爆发的rp过程中大部分被破坏。我们探讨碳的生产在稳态燃烧通过反相过程，这可能会发生在一起的不稳定燃烧的系统，显示超爆。我们发现，对于广泛的吸积率和吸积氦的质量分数大量的碳产生，即使是吸积太阳能组成的系统。这使得稳定的氢和氦燃烧成为引发超级爆发的可行碳源。我们还研究了结果对核反应的敏感性。我们发现，$^{14}$ O（$α$，p）$^{17}$ F反应速率引入了迄今为止$^{12}$ C产率中最大的不确定性。
2014-05-14 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
Multi-Fluid Simulations of Upper Chromospheric Magnetic Reconnection with Helium-Hydrogen mixture
本文利用多流体Ebysus代码研究氦-氢混合物对上色球层磁重联的影响，发现氦组分能带来更高效的加热并可能导致氦富集，为解释太阳风中氦富集观测提供依据。
2022-11-03 astro-ph.SR
Hydrogen and Helium Shock Phenomena during Rising Light in RR Lyrae Fundamental Mode Pulsators
我们目前的测量H和He的发射和吸收线产生的RRab基模放大器在初级光上升。这些线定义了贫金属RRab星的上升和衰变的普遍进程。对于富金属RRab（[Fe/H]> -0.8）中的He，不能构造这样的级数，因为在我们的调查中，在六个富金属RRab中只有两个中检测到弱的He I发射。5876 A谱线的蓝移和红移吸收分量在发射前和发射后的相位变化存在很大的变化。在8个RRab中检测到可测量的He II 4686 A发射，其中3个是Blazhko变量，为氦的电离提供了额外的约束。
2021-12-27 astro-ph.SR
A new equation of state for dense hydrogen-helium mixtures II: taking into account hydrogen-helium interactions
在最近的一篇论文（Chabrier et al. 2019）中，我们推导出了一个新的稠密氢/氦混合物的状态方程（EOS），该方程涵盖了从太阳型恒星到棕矮星和气态行星的温度-密度域。该EOS基于所谓的加性体积定律，因此没有考虑氢和氦物质之间的相互作用。在本文中，我们超越这些计算考虑H/He相互作用，来自量子分子动力学模拟。这些相互作用，最终导致H/He相分离，在低温和高密度下，在棕矮星和巨行星领域变得重要。这个新的EOS的表格是公开的。
2021-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.chem-ph
Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars
红巨星是已经耗尽核心氢供应的演化恒星，而是在周围的外壳中燃烧氢。一旦红巨星充分演化，核心中的氦也会发生聚变。在我们对红巨星的理解中，悬而未决的问题包括在氦点燃之前在表面损失的质量的不确定性，以及旋转和其他过程中的内部混合量。由于我们无法区分在核心燃烧氦的红巨星和那些仍然只在壳层燃烧氢的红巨星，进展受到了阻碍。天文地震学提供了一条前进的道路，它是利用恒星的自然振荡频率探测恒星内部结构的有力工具。在这里，我们报告的引力模式周期间隔的红巨星，允许演化阶段之间的区别进行观察。我们使用开普勒航天器在一年多的时间里获得的高精度测光来测量数百颗红巨星的振荡。我们发现许多恒星的偶极模式显示序列与近似规则的周期间隔。这些恒星分为两个明确的群体，使我们能够明确区分氢壳燃烧的恒星（周期间隔约为50秒）和那些也燃烧氦的恒星（周期间隔约为100至300秒）。
2011-03-30 astro-ph.SR
Common envelopes in massive stars II: The distinct roles of hydrogen and helium recombination
在一个共同的信封事件重组的作用已经争论了很久。许多研究认为，大部分氢复合能量，这是辐射在相对较冷和光学薄层，可能不会在信封热。另一方面，氦的复合包含了总复合能量的30%，并且发生在恒星包层的更深处。我们研究了一个12太阳质量的红超巨星施主所经历的共同包络相互作用中氢和氦的复合所扮演的不同角色。我们进行绝热，三维流体动力学模拟，（i）包括氢，氦，和分子氢复合，（ii）包括氢和氦复合，（iii）只包括氦复合，（iv）不包括复合能量。通过比较这些模拟，我们发现，单独的氦复合能的增加增加了30%以上的包层质量，并导致16%以上的投入后分离。在绝热假设下，增加氢的复合能会使喷射出的质量进一步增加40%，可能会使整个包层脱离束缚，但不会影响后俯冲分离。大多数喷出物在相对高的氢电离度（>70%）下变得不受束缚，其中氢复合能量可能会扩大包层而不是被辐射出去。
2022-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rayleigh scattering in the atmospheres of hot stars
瑞利散射是光子与束缚电子相互作用的结果。瑞利散射在热星模型大气的计算中大多被忽略，因为大多数氢原子被电离，而重元素的丰度比氢低。在某些化学性质特殊的恒星的大气中，存在氦过剩的区域，其中含有单电离氦，瑞利散射是一个重要的不透明度源。我们评估了在具有太阳成分的热恒星大气和氦过剩恒星大气中中性氢和单电离氦对瑞利散射的贡献。我们计算了几个系列的模式大气使用TLUSTY代码和紧急通量使用SYNSPEC代码。这些模型描述了具有不同氦丰度的主序星B型星的大气。我们使用现有的太阳化学成分大气模型网格，并计算了$N$（He）/ $N$（H）=10的富氦恒星的额外网格。中性氢的瑞利散射在热星的大气中可以忽略，而单电离氦的瑞利散射在某些热星，特别是富氦星的大气中是不可忽略的不透明度源。
2016-08-15 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
Can the Helium-Enriched Main-Sequence Donor Scenario Hide Enough Hydrogen to Explain Type Ia Supernovae?
流体动力学模拟预测，在Ia型超新星（SNe Ia）的单简并情况下，超新星爆发会从富氢伴星中带走大量的氢（>0.1太阳质量）。然而，在Ia型超新星的晚期光谱中没有发现富氢物质，这表明从其前身系统剥离的氢质量小于0.001-0.058太阳质量。在这封信中，我们包括热盐混合到自洽的二进制演化计算的氦丰富的主序列（HEMS）的施主通道的超新星Ia的第一次。我们发现，在这个通道中，预计扫起的氢质量约为0.10-0.17太阳质量，这是高于观测极限，虽然伴星是强烈的氦丰富时，SN爆炸。这对HEMS供体渠道提出了严峻的挑战。
2017-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of Helium continuum in cool flare loops observed by SDO/AIA
我们对SDO/AIA在SOL 2017 -09- 10 T16：06 X8.2级耀斑的渐变阶段观察到的离翼冷耀斑环进行了分析。在从335 ° C开始的EUV通道中，冷环出现为与亮环拱廊相对的暗结构。这些黑暗的结构精确coaligned（空间和时间）与环观察SST在氢和离子钙的发射线。最近发表的基于SST观测的冷环半经验模型为我们预测氢氦复合连续谱的水平提供了依据。使用近似非LTE方法合成连续谱，然后将理论光谱转换为AIA信号。与暗环内检测到的信号的比较表明，只有在AIA 211通道中，计算出的复合连续谱水平与某些模型的观测结果一致，而在距离连续谱边缘更远的所有其他通道中，合成连续谱太低。在类比与磁盘上的观测耀斑，我们解释的盈余排放，由于大量的EUV线发射的热，但在前面的冷的暗淡的环路。最后，我们简要地评论了标准吸收模型在分析暗环亮度时的失败。
2020-05-31 astro-ph.SR
The Origin and Pulsations of Extreme Helium Stars
恒星在其内部消耗氢，但一般来说，它们的表面在其一生中继续含有约70%的氢（按质量计）。尽管如此，许多类型的恒星都可以找到缺氢表面，在某些情况下，只有1/10000的氢原子。在这些恒星中，发光的B型和A型极端氦星是非常罕见的;在银河系的一个非常大的体积内，只有大约15颗已知。从表面成分的证据表明，连接到较冷的R CrB变量和一些较热的富氦亚矮星O。目前的争论倾向于起源于两颗白矮星的合并;因此也有与AM CVn变星和Ia型超新星的联系。许多极端氦星的脉动提供了一个观察其内部的合适窗口。这些脉动具有不寻常的性质，有些是“奇怪”的模式，而另一些则是由Z凸不透明驱动的。它们有可能提供与距离无关的质量，并提供脉动物理学的独特视角。我们回顾了这些恒星的演化起源和脉动，并介绍了最近的进展和持续的挑战。
2013-11-07 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
A Fit to the Galactic Cosmic Ray Hydrogen and Helium Spectra at Voyager 1 at Low Energies and Earth Based Measurements at Much Higher Energies with Identical Rigidity Independent Source Spectra for the Hydrogen and Helium Nuclei
旅行者1号从太阳风层顶以外获得的数据首次直接测量了低于1 GeVnuc的星际宇宙射线谱。在本文中，我们结合这些旅行者测量的H和He核从3-600 MeVnuc更高的能量测量在1 AU的BESS和PAMELA实验高达100 GeVnuc。用加权漏箱模型描述星系中的传播，我们得到了与Voyager观测结果的良好拟合，并得到了高达100 GeVnuc的更高能谱，源谱为P-2.28，其指数从低到高与刚性无关;以及扩散路径长度的刚性依赖性，其在刚性1.00 GV时为P-0.5，并且在较低刚性时可能变为P1.0。
2015-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Helium abundance in a sample of cool stars: measurements from asteroseismology
太阳型主序星的结构分层主要取决于它的质量和化学成分。太阳型恒星的表面重元素丰度可以用传统的光谱学很好地确定，但是第二丰富的元素氦却不能。这是因为这类恒星的包层温度不足以激发氦。由于恒星的氦丰度会影响其结构和随后的演化，因此恒星氦丰度的不确定性使其整体性质（质量，半径，年龄等）的估计变得困难。也不确定。从精确测量的恒星振荡频率中检测到的声学毛刺特征提供了一种间接的方法来估计包层氦含量。我们使用氦电离引起的故障特征来确定{ \it Kepler}地震LEGACY样本中38颗恒星的包层氦丰度。我们的研究结果证实了原子扩散确实发生在太阳型恒星中。我们使用测量的表面丰度与恒星模型预测的沉降相结合，以确定初始丰度。初始氦和金属的质量分数随后被用来得到原始氦丰度的初步估计，$Y_p = 0.244\pm0.019$，和银河富集比，$ΔY / ΔZ = 1.226\pm0.849$。虽然目前的估计有很大的误差，由于有限的样本量，这种方法具有很大的希望，以确定这些参数，在即将到来的太空任务的时代。
2018-12-06 astro-ph.SR
The prototype double-faced white dwarf has a thin hydrogen layer across its entire surface
本研究通过分层大气模型分析双面白矮星ZTF J203349.80+322901.1，发现其表面覆盖极薄氢层且厚度不均，解释了光谱反相变化，并探讨了成因。
2025-01-27 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
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
GD424 -- a helium-atmosphere white dwarf with a large amount of trace hydrogen in the process of digesting a rocky planetesimal
白矮星的光球金属污染现在被公认为是行星碎片吸积的标志。然而，在许多具有氦大气的白矮星中检测到的微量氢的来源仍然存在争议。在这里，我们报告的分析GD 424：金属污染，氦大气白矮星与大量的微量氢。我们使用混合分析确定大气参数，该分析将光谱学对大气成分$\log(\mathrm{H/He})$的灵敏度与测光和天体测量对有效温度$T_{\mathrm{eff}}$和表面重力$\log g$的灵敏度相结合。由此得到的白矮星质量、半径和冷却年龄分别为$M_{\mathrm{WD}}=0.77\pm0.01\,\mathrm{M}_{\odot}$、$R_{\mathrm{WD}}=0.0109\pm0.0001\,\mathrm{R}_{\odot}$和$τ_\mathrm{cool}=215\pm10$ Myr。我们确定并测量了11个光球金属的丰度，并认为吸积事件最有可能是在增加或稳定的状态，并中断的星子类似于无论是CI陨石或散装地球在其组成。我们认为，所观察到的$1.33\times 10^{22}$ g的微量氢在GD 424至少部分收购通过吸积的水丰富的行星碎片在较早的吸积插曲。
2020-12-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydrogen and helium in the spectra of Type Ia supernovae
我们提出的预测氢和氦发射线光度从拱星物质周围的Ia型超新星（SNe Ia）使用时间依赖的光电离模型。SN Ia 2000 cx的ESO/VLT光学阶梯光栅光谱是在最大值之前和之后70天内拍摄的。我们没有检测到氢和氦线，并假设风速为10 km/s，太阳风丰度为1.3EE{-5}太阳质量，假定风的质量损失率上限为每年1.3EE {-5}太阳质量。在富氦的情况下，限制质量损失的最佳线是He I 10，830 A。我们证实了Patat等人讨论的SN 2000 cx星际Na I和Ca II吸收的细节，而且还发现了银河系中6613.56 A弥散星际带（DIB）吸收的证据。我们讨论的X射线发射的测量超新星喷出物和风之间的相互作用，我们重新评估的SN 1992 A的观测获得16天后的最大Schlegel和Petre。我们发现一个上限为1.3EE{-5}太阳质量每年。这些结果，加上以前的观测工作正常的超新星Ia 1994 D和2001 el，不赞成一个共生星在上质量损失率制度从可能的祖先的情况下，这些超新星。为了限制氢在晚时光谱中的存在，我们给出了超新星Ia 1998 bu和2000 cx极大后251-388天的ESO/VLT和ESO/NTT光学和红外观测结果。我们没有看到在SNe 1998 bu和2000 cx在这些时期的氢线发射，我们认为，从建模，这样的富氢气体的质量必须小于0.03太阳质量的超…
2013-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared absorption of dense helium and its importance in the atmospheres of cool white dwarfs
目的：缺氢的白矮星的特征是非常致密，流体状的大气层，其复杂的物理和化学性质仍然知之甚少。这些大气层的模型的不完整的描述导致严重的问题，这些恒星的光谱和随后的困难，在推导其表面参数的描述。在这里，我们解决的问题，在冷白矮星的大气中的红外（IR）不透明的直接$ab$ $initio$模拟稠密氦的红外吸收。研究方法：我们应用最先进的基于密度泛函理论的量子分子动力学模拟来获得诱导偶极矩的时间演化。红外吸收系数由偶极矩时间自相关函数的傅里叶变换得到。结果如下：我们发现，在高度压缩的氦中，由于三体和三体以上的氦原子同时碰撞，诱导了一个偶极矩。这导致与$\rm ρ_{\rm He}^3$成正比的显著IR吸收，其中$ρ_{\rm He}$是氦的密度。据我们所知，这种吸收机制以前从未被测量或计算过，因此在目前的大气模型中没有考虑到。它应该主导其他碰撞诱导的反射（CIA），产生于$\rm H-He$和$\rm H_2-He$对碰撞，因此形状的红外光谱的氦为主的和纯氦大气冷却白矮星的$\rm He/H>10^4$。结论：我们的工作表明，在冷白矮星的富氦大气（包括纯氦大气）中，存在一种由氦原子间的多次碰撞引起的未知红外吸收机制.这种吸收可能是富氦恒星的近红外和中红外光谱的频率依赖性的原因。
2014-06-18 astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci physics.atom-ph
Collisional Thermalization of Hydrogen and Helium in Solar Wind Plasma
对太阳风的现场观测经常显示出$α$粒子（完全电离的氦）的温度（$T_α$）与质子（电离的氢）的温度（$T_p$）有很大的不同。等离子体中的许多加热过程优先作用于$α$ -粒子，即使离子之间的碰撞作用于逐渐建立热平衡。从$\textit{Wind}$航天器的法拉第杯的测量显示，在$r=1.0\ \textrm{AU}$从太阳，观测值的$α$质子温度比，$θ_{αp} \equiv T_α\,/\,T_p$有一个复杂的，双峰分布。本研究将$θ_{αp}$径向演变的简单模型应用于这些数据，以计算$r=0.1\ \textrm{AU}$处的$θ_{αp}$预期值。这些推断的$θ_{αp}$ -值没有在$r=1.0\ \textrm{AU}$测量的$θ_{αp}$ -值中看到的双峰性的痕迹，而是与$α$ -颗粒优先加热的已知机制的作用一致。这一结果强调了碰撞过程中的太阳风的动力学的重要性，并表明，类似的机制可能会导致优先$α$ -粒子加热在慢风和快风。
2013-11-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Trace hydrogen in helium atmosphere white dwarfs as a possible signature of water accretion
少数拥有氦主导大气的白矮星在其对流区含有异常大量的氢，金属污染的白矮星GD 16是最早被认可的例子之一。我们报告发现了一颗类似的恒星：这颗白矮星碰巧被命名为GD 17。我们获得了GD 16和GD 17的中分辨率光谱，并计算了光球H，Mg，Ca，Ti，Fe和Ni的丰度和吸积率。金属丰度比表明，这两颗恒星最近吸积的碎片是镁贫相比，散装地球的组成。然而，与金属污染物不同，H从未扩散出白矮星的大气，我们提出GD 16和GD 17异常高的大气H含量（分别为$2.2\times 10^{24}$ g和$2.9\times 10^{24}$ g）可能是由先前的含水微行星吸积造成的。比较729颗氦大气白矮星中微量H和金属污染的检测，我们发现，与无金属的对应物相比，金属污染的白矮星中H的存在几乎是其两倍。这种高度显著的相关性表明，在白矮星的冷却年龄，在许多He大气（包括GD 16和GD 17）中检测到的至少一部分H与金属污染物一起吸积，其中最合理的来源是水。在这种情况下，水必须是常见的岩石星子系统。
2017-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measurement of Methane Line Broadening in Hot Hydrogen/Helium Atmospheres at $λ$ = 1.60-1.63 μm for Substellar Object Spectroscopy
本研究实验测量了高温氢/氦大气中甲烷在1.60-1.63 μm的谱线加宽，发现其温度依赖性弱于ExoMol数据库，为亚恒星天体光谱分析提供了关键实验数据。
2025-03-27 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
