Effective area calibration of the reflection grating spectrometers of XMM-Newton. II. X-ray spectroscopy of DA white dwarfs
白矮星光谱已被广泛用作X射线和EUV仪器的校准源。XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）的有效面积空中校准依赖于可靠校准源的可用性。我们调查如何以及这些白矮星光谱可以用作标准蜡烛在最低的X射线的能量，以衡量绝对有效面积尺度的X射线仪器。我们计算了天狼星B和HZ 43 A的模型大气网格，并使用几个约束条件调整参数，直到两颗恒星的光谱比与钱德拉的低能透射光栅光谱仪（LETGS）观察到的比值一致。该比率与LETGS的有效面积中的任何误差无关。我们发现，我们可以约束的绝对X射线光谱的两颗恒星优于5%的精度。这两颗恒星的最佳模型接近于纯氢大气，我们对这两颗恒星中氦的数量或氢层的厚度进行了严格限制。我们对天狼星B中氦丰度的上限是之前基于EUVE数据检测到的氦丰度的4倍。我们还发现，我们的结果对天狼星B中莱曼伪连续不透明度中采用的截止值很敏感。我们得到最好的协议与长波长截止。白矮星模型大气可以用来推导X射线谱仪在最低能带的有效面积。绝对有效面积的精度可达到3- 4%。
2009-02-13 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Stark Broadening and White Dwarfs
白矮星和前白矮星大气是斯塔克展宽研究成果在天体物理中应用的最好例子之一，由于等离子体条件非常有利于这种谱线展宽机制。例如，在热的缺氢（前）白矮星中，Teff = 75 000 K - 180 000 K，log g = 5.5-8 [cgs]。即使对于温度低得多的DA和DB白矮星，典型的有效温度为10 000 K - 20 000 K，斯塔克展宽通常是主要的展宽机制。在这篇综述中，白矮星光谱的斯塔克展宽被认为是提请注意STARK-B数据库（http：//stark-b.obspm.fr/），包含白矮星光谱分析和合成所需的斯塔克展宽参数，以及新的搜索设施，将提供集体努力，以发展虚拟原子和分子数据中心（VAMDC -http：//vamdc. org/）。
2012-01-10 astro-ph.SR
Calibration of the Mixing-Length Theory for Convective White Dwarf Envelopes
本文给出了纯氢大气白矮星对流层下部局域混合长度理论（MLT）中混合长度参数的一种标定方法。的参数化进行比较的三维CO 5 BOLD模拟与网格的一维信封具有不同的混合长度参数。在许多情况下，3D模拟仅限于对流区的上部。流体动力学计算表明，在这些情况下，从对流区底部到光球层正下方的区域，上升流的熵没有显著变化。我们依靠这个渐近熵值，深和分层的层的特性，校准1D信封。定标范围包括对流氢线（DA）白矮星，有效温度范围6000 < Teff（K）< 15,000，表面重力范围7.0 < log g < 9.0。它是建立在本地MLT是无法同时再现的3D模拟的结晶，通量和动力学特性。因此，我们提出了三种不同的参数化这些数量。由此产生的校准可以应用于结构和包络计算，特别是脉动，化学扩散和对流混合的研究。另一方面，对流对白矮星的冷却速率没有影响，直到在Teff ~ 5000 K以下与简并核发生对流耦合。在这种情况下，1D结构是不敏感的MLT参数化，并收敛到平均3D结果，因此仍然完全适合年龄测定。
2014-12-04 astro-ph.SR
HST+COS spectra of the double white dwarf CSS 41177 place the secondary inside the pulsational instability strip
利用哈勃空间望远镜+宇宙起源摄谱仪（HST+COS）观测到的食双白矮星双星CSS 41177.由于两颗白矮星之间的温度差异，HST+COS远紫外数据主要由热的原始白矮星控制，使我们能够精确测量其温度（T1）。利用日食观测，我们还严格限制了较冷的次级白矮星（T2）的温度。我们的结果，其中T1 = 22439 +/- 59 K和T2 = 10876 +/- 32 K，与不确定性是纯粹的统计，放置的次级内，靠近蓝边的经验不稳定带的低温氢-大气白矮星。鼓励使用专用的高速测光来探测脉动的存在，这将限制不稳定带的边界，并探测带内新的低重力区。
2015-01-19 astro-ph.SR
Carbon-rich (DQ) white dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
在光谱学鉴定的白矮星中，少于2%的一部分光谱以碳线为主，主要是分子C2，但也有一小部分是CI和CII线。它们一起被称为DQ白矮星。我们要推导出大气参数Teff，日志g，和碳丰度为这些恒星的大样本，并讨论其光谱演化的影响。使用了Sloan数字巡天光谱和ugriz测光，以及GAIA数据发布2的光谱和G波段测光。这些与来自模型大气的合成光谱和理论光度测定法相拟合。我们发现，温度高于Teff ~10000 K的DQ的质量比温度较低的DQ大~0.4 Msun，而温度较低的DQ的质量是大多数白矮星的典型质量，~0.6 Msun。在Teff > 14500 K的较热物体中，有相当一部分的大气以碳为主。
2019-07-16 astro-ph.SR
Cool DZ white dwarfs I: Identification and spectral analysis
光谱中有金属线的白矮星是后主序星系的路标。搜索斯隆数字巡天（SDSS）数据发布12，我们已经确定了231个具有强金属吸收的冷（<9000 K）DZ白矮星，将DZ冷却序列扩展到更高的金属丰度，更低的温度，因此更长的冷却年龄。在这231个星系中，有104个是以前未知的白矮星。与以前的工作相比，我们的光谱拟合使用改进的模型大气更新的线剖面和线列表，我们使用它来获得有效的温度和丰度高达8个元素。我们还确定光谱距离我们的样品，确定两个halo-members与切向空间速度>300公里。我们的结果对残留行星系统的影响将在另一篇论文中讨论。
2017-01-26 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
Get ready for Gaia: cool white dwarfs in common proper motion with Tycho stars
我们讨论了盖亚数据发布1（2016年9月）和在全视差目录之前最大化冷白矮星（WD）科学利益的初步工作，该目录将在一年后出现在DR 2中。第谷星表与全天地面天体测量/光度测量SuperCOSMOS巡天一起使用，以确定第谷恒星的候选微弱共同自行物体。盖亚DR 1由第谷-盖亚天体测量解决方案目录补充，其中包含大约200万个第谷恒星的依巴谷精度。虽然更热，更亮的WD存在于第谷，但更冷的例子要少得多（如果存在的话），CPM提供了一种方法来推断这些非常微弱的WD的统计有用样本的精确距离。
2017-02-07 astro-ph.SR
White dwarf planetary debris dependence on physical structure distributions within asteroid belts
白矮星具有行星碎片和吸积行星物质的凌日特征，为探测行星系的物质组成和动力学结构提供了绝佳的机会。虽然以前的理论工作调查的作用，小机构中断周围的白矮星已集中在球形机构，太阳系小行星可以更准确地模拟为三轴椭球。在这里，我们提出了一个分析框架，以确定类型的中断（潮汐碎片，总升华或直接影响）所经历的三轴小行星接近白矮星上的极偏心（e \sim 1）轨道。这个框架，然后用于确定简化的主带类似物的100个机构在五个不同的白矮星温度的结果。我们还提出了冷却年龄和有效温度之间的经验关系，DA和DB白矮星，以确定这里考虑的白矮星的年龄。我们发现，使用一个纯粹的球形模型可以低估的物理尺寸和径向距离，在这一点上，小行星是受到完全升华，这些差异增加更大的身体伸长。相反，碎裂总是发生在物体的最大半轴上，因此可以用该半径的球体来模拟。碎裂和升华都受到天体物质组成的极大影响，因此也受到其前身小行星带组成的极大影响。白矮星的温度以及由此产生的冷却年龄会影响预期的碎片分布：温度越高，大型细长小行星就会升华，而温度越低，则会产生更多的直接撞击。
2021-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photometric variability of candidate white dwarf binary systems from Palomar Transient Factory archival data
我们提出了一个样本的59个周期变量从帕洛玛瞬态工厂，从公布的目录中选择的白矮星（WD）的候选人。的变化可能是由于椭球变化的潮汐扭曲的同伴引起的重力的主要（WD或热亚矮星）或反射热发射的较冷的同伴。我们搜索了11311光谱或光度选择WD候选人从三个热星/WD目录，使用Lomb-Scargle周期图挑选出有前途的来源。我们目前的候选人，其中45个以前没有被确定为周期性变量的周期估计，并发现，大多数有一个周期短于几天。此外，我们讨论了我们的样本中的食系统，并提出了选定的源的光谱数据。
2016-07-03 astro-ph.SR
Search for Metal Pollution in 81 DA White Dwarfs
哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪在一个快照计划中总共观测到了81颗DA白矮星。选择的目标是在$T_{\rm eff}$范围从17000 - 25000 K，其中光学金属线变得薄弱，难以检测。由于紫外线中Si、C和O的共振线很强，这项调查的灵敏度可以与凯克/VLT在较冷的白矮星中寻找Ca II K的灵敏度相媲美。这些天体也没有对流区，因此扩散时间尺度非常短，确保吸积目前正在进行中。光谱具有高分辨率，在大多数情况下具有相当好的S/N。其中约60%显示出光球金属污染，主要是Si，但在某些情况下存在其他金属。我们报告了初步分析的结果，并讨论了吸积物质的来源和辐射悬浮的可能作用。
2012-09-26 astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of Classical Novae; CO and ONe White Dwarfs are Supernova Ia Progenitors
激变变星（CV）和共生双星是接近（或不那么接近）的双星系统，其中包含一颗白矮星（WD）主星和一颗较大的较冷的次级星，通常充满其洛希叶。较冷的恒星通过双星的内拉格朗日点失去质量，其中一部分物质被WD吸积。在这里，我们报告我们的热核失控（TNR）的吸积材料，在一个经典的新星爆炸结束的流体动力学研究。我们跟踪了碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD上TNR的演变。我们在本文中报告了3项研究。首先，我们使用NOVA（我们的1-D，完全隐式，Hydro代码）仅吸积太阳物质的模拟。其次，我们使用MESA进行类似的研究，其中我们只吸积太阳物质，并比较结果。第三，我们吸积太阳物质，直到TNR正在进行，然后将吸积层中的成分切换为混合成分：25% WD和75%太阳物质或50% WD和50%太阳物质。我们发现，吸积材料的量是成反比的初始12 C丰度（如预期）。因此，吸积太阳物质会导致更大量的吸积物质来为爆发提供燃料;比早期研究中从模拟开始就假设混合成分的情况要大得多。我们最重要的结果是，所有这些模拟喷射显着小于吸积的质量，因此，WD是越来越多的质量向Ehrasekhar极限。
2020-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
How Sublimation Delays the Onset of Dusty Debris Disk Formation Around White Dwarf Stars
虽然许多白矮星的主机尘埃碎片盘，这些恒星的温度分布显着不同的白矮星人口作为一个整体。尘埃碎片盘只存在于温度低于27，000 K的白矮星周围。考虑到尘埃碎片盘的形成过程应该有利于更年轻、更热的白矮星，而白矮星可能拥有更不稳定的行星系，这就更加神秘了。在这里，我们应用一个复杂的材料升华模型，白矮星系统，以表明这些统计数据实际上是一个自然的结果的相互作用的热和潮汐力，并显示他们如何定义的拱星区域的尘埃碎片盘可以形成。我们证明，这些过程往往会阻止岩石材料的升华破坏和再吸积成星子的稳定性，直到白矮星冷却到25，000 - 32，000 K以下，与观测到的27，000 K的极限一致。对于纯水冰，这个临界温度低于2,700 K（需要比宇宙更早的冷却年龄）;这排除了通过公认的两步机制形成的富含纯水冰的碎片盘。临界温度与大小有关;更大质量的白矮星可能在更温暖的温度下拥有尘埃碎片盘。我们的模型表明，在PG 0010+280，GD 56，GD 362，和PG 1541+651系统的磁盘的位置是一致的镁橄榄石为主的橄榄石组成。我们还发现，非常冷的白矮星可能同时拥有多个独立形成的尘埃碎片盘，这与LSPM J 0207 +3331系统的观测结果一致。
2021-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
COol Companions ON Ultrawide orbiTS (COCONUTS). I. A High-Gravity T4 Benchmark around an Old White Dwarf and A Re-Examination of the Surface-Gravity Dependence of the L/T Transition
我们提出的第一个发现从COOL伴侣超宽轨道（COCONUTS）计划，大规模的调查宽轨道行星和亚恒星的同伴。我们发现了一个共同运动的系统COCONUTS-1，由一个氢主导的白矮星（PSO J058.9855+45.4184; $d=31.5$ pc）和一个T4伴星（PSO J058.9869+45.4296）组成，在$40.6''$（1280 au）的投影分离。我们推导出COCONUTS-1B的物理性质（1）它的近红外光谱使用无云的索诺拉大气模型，（2）它的光度和白矮星的年龄（$7.3_{-1.6}^{+2.8}$陀螺仪）使用索诺拉进化模型。这两种方法给出了一致的温度和半径，但大气模型推断出较低的表面重力，因此是一个非物理的年轻年龄。假设演化模式参数（$T_{\rm eff}=1255^{+6}_{-8}$ K，$\log{g}=5.44^{+0.02}_{-0.03}$ dex，$R=0.789^{+0.011}_{-0.005}$ R $_{\rm Jup}$），我们发现无云模式大气的Y-和J-波段通量比数据更亮，这表明凝结云在1300 K附近没有完全分散。COCONUTS-1B的W2通量（4.6 $μ$ m）比模型要弱，表明CO的非平衡混合。为了研究L/T转变的重力依赖性，我们编译了所有60个已知的L 6-T6基准，并推导出一组均匀的温度、表面重力和质量。众所周知，年轻、低重力…
2020-02-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Asynchronous accretion can mimic diverse white dwarf pollutants II: water content
挥发物，特别是水，是岩石行星可居住性的关键。水在行星物质中的存在可以从受污染的白矮星的大气氧丰度中推断出来，但这种解释往往很复杂。我们研究了吸积过程，发现在更多的难熔矿物到达恒星之前，冰可能会升华和吸积。因此，白矮星的相对光球丰度可能在一次吸积事件中随时间而变化，并不一定反映污染物的整体组成。我们为这个假设提供了两个可检验的预测：1。较冷的恒星将更经常被推断为吸积湿污染物，和2。将有罕见的吸积事件发生，其推断的挥发性水平远远超过原始彗星的水平。为了从观测上检验这些预测，我们对白矮星污染物的含水量进行了统计约束。我们发现，在目前的样本中，只有三颗星显示统计上显着的证据水在2 $σ$水平，由于大气丰度和吸积状态的大的典型的不确定性。在未来，一个扩大的样本污染白矮星与氢占主导地位的气氛将允许证实我们的理论预测。我们的工作还显示了统计解释污染物成分的重要性，并强调需要减少测量丰度的不确定性，以允许其水含量的统计上显着的限制。
2022-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar Abundances of Rock Forming Elements, Extreme Oxygen and Hydrogen in a Young Polluted White Dwarf
Teff = 20，800 K的白矮星WD 1536+520具有广泛的主要造岩元素O、Mg、Al、Si、Ca和Fe的太阳丰度，以及挥发性元素C和S的强烈相对贫化。除了迄今为止观测到的最高金属丰度（log（O/He）=-3.4）外，以氦为主的大气层还具有异常的氢丰度（log（H/He）=-1.7）。在不确定性，金属与金属的比例是一致的吸积的H2O丰富的岩石母体，解释支持的异常高的微量氢。对于氦大气的白矮星来说，混合大气的扩散时间尺度异常短，不超过几百年，相当于温度低得多、富含氢的恒星的扩散时间尺度。被破坏的母体的总体重元素丰度与大体积地球模式略有偏离，并表明沉积了一些类似核的物质。总的推断吸积速率为4.2e9 g/s，至少比任何具有可比扩散时间尺度的白矮星高4倍。值得注意的是，当这个系统中的吸积耗尽时，金属和氢将在大约3亿年内变得不可检测，从而支持微量氢与行星碎片的持续吸积有关的假设。
2016-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolution-Corrected White Dwarf Gravitational Redshifts Validate SDSS-V Wavelength Calibration and Enable Accurate Mass-Radius Tests
Boston University（波士顿大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
通过修正分辨率影响的白矮星引力红移，验证SDSS-V波长校准并提高质量-半径测试的准确性。
2025-08-06 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
The cool end of the DZ sequence in the SDSS
我们报道了冷DZ白矮星的发现，它们位于SDSS（u-g）与（g-r）双色图中，横跨主序星序并位于主序星序下方。这些恒星代表了著名的DZ序列向较冷温度的延伸。
2010-10-22 astro-ph.SR
Asteroseismic constraints on diffusion in WD envelopes
对白矮星的星震分析使我们能够窥视它们的光球层并确定它们的内部结构。EC 20058 -5234的温度约为28，000 K，是已知最热的脉动氦大气白矮星。因此，它构成了白矮星沿着冷却轨道演化的重要环节。它在天体物理学上也很有趣，因为它所处的温度预计白矮星主要通过发射等离子体中微子来冷却。在目前的工作中，我们进行了EC20058-5234的星震分析，并将结果的背景下，恒星演化和时间相关的扩散计算。我们使用一个并行的遗传算法，辅以有针对性的网格搜索，找到最适合观察到的时期的模型。将我们的结果与EC 20058 -5234的较冷表亲CBS 114的类似建模进行比较，我们发现氦包络厚度与随时间变化的扩散计算一致，并获得EC 20058 -5234的精确模式识别。
2011-01-20 astro-ph.SR
Heavy Element Abundance Patterns in Hot White Dwarfs from a Survey of the FUSE Archive
本文对FUSE观测资料库中的89颗热DA白矮星进行了系统的丰度测量。这些恒星的温度范围为20000- 70000 K，是迄今为止最大的样本，超过了我们早期主要基于IUE和HST数据的研究三倍。使用之前工作中的重元素覆盖的非LTE恒星大气计算，我们能够测量碳，硅，磷和硫的丰度，并研究它们如何随着恒星冷却而变化。我们能够建立在给定温度范围内看到的广泛的丰度范围，并建立像HZ 43这样的恒星的入射率，这些恒星似乎（令人惊讶地）在其大气中完全没有H以外的任何物质。因此，我们可以开始识别在这个温度范围内具有特殊丰度的恒星，并确定这些物体是否可能像许多较冷的物体那样吸积行星碎片。
2013-02-26 astro-ph.SR
Cool white dwarfs as standards for infrared observations
在现代数字巡天时代，恒星标准通量的不确定性通常是测光校准中的主要系统误差，并且经常会影响更高级别的实验结果。哈勃太空望远镜（HST）的分光光度法是基于三颗热（Teff > 30，000 K）纯氢（DA）白矮星的计算模型大气，目前被认为是最可靠和内部一致的通量校准。然而，许多下一代设施（例如E-ELT上的Harmoni，Euclid和JWST）将专注于红外观测，其中白矮星校准尚未得到可靠的测试。冷DA白矮星的能量分布峰值接近光学或近红外，没有紫外线金属线覆盖的缺点，并且有相当大的天空密度（$\simeq$ 4 deg $^{-2}$在G < 20），使它们成为潜在的优秀校准器。在这里，我们提出了一个试点研究的基础上，STIS+ WFC 3的两个明亮的DA白矮星的观测，以测试是否比目前的热的主要标准（Teff <20，000 K）冷的目标是符合HST通量尺度。我们还测试了鲁棒性的白矮星模型在IR制度的X-射手分析Paschen线和交叉匹配我们以前得到的盖亚白矮星目录与2 MASS，UKIDSS，VHS和WISE获得的观测。
2019-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the formation of hot DQ white dwarfs
我们提出了第一个完整的进化计算，旨在探索热DQ白矮星的起源。这些计算一致地涵盖了从再循环阶段到白矮星冷却轨道的整个演化过程。我们的计算提供了强有力的支持扩散/对流混合图片热DQ的形成。我们发现，热DQ阶段是一个短暂的阶段，热DQ星被发现的有效温度范围可以占不同质量的剩余氦和/或不同的初始恒星质量。在这种情况下，有效温度和表面碳丰度之间的相关性在DQ应该是预期的，最大的碳丰度预计在最热的DQ。从我们的计算中，我们认为，大多数热DQ可能是一些PG 1159恒星的较冷的后代，其特征是富氦信封明显小于恒星演化的标准理论的预测。至少对于一个热DQ，高重力白矮星SDSS J142625.70+575218.4，这颗恒星和大质量PG 1159恒星H1504+65之间的进化联系是合理的。
2009-01-13 astro-ph.SR
Found: a rapidly spinning white dwarf in LAMOST J024048.51+195226.9
我们目前的光学光度学的激变变量LAMOST J024048.51+195226.9所采取的高速，五波段CCD相机HiPERCAM的10.4米大加那利望远镜（GTC）。我们探测到源自其白矮星自旋的脉动，发现自旋周期为24.9328（38）s。脉冲幅度在g波段为0.2%的量级，低于先前搜索的检测限。这一发现确立了LAMOST J024048.51+195226.9是第二个白矮星磁推进器系统，是其长期知名的前身宝瓶座AE的孪生兄弟。LAMOST J024048.51+195226.9中的白矮星的自转周期为24.93秒，是已知激变变星中自转周期最短的。白矮星的质量必须至少为0.7兆太阳，才能维持如此短的周期。观测到的最暗的u带星等为白矮星的温度设定了一个上限，约为25000 K。在五个HiPERCAM过滤器中测量的脉动幅度与约30000 K的吸积点一致，覆盖了白矮星可见区域的约2%，尽管不能排除热而小或冷而大的点。
2021-11-22 astro-ph.SR
BEER analysis of Kepler and CoRoT light curves: IV. Discovery of four new low-mass white dwarf companions in the Kepler data
我们报告了在开普勒光变曲线中发现的四个短周期食系统，包括一个A星主星和一个低质量白矮星（WD）次级（dA+WD）- KIC 4169521，KOI-3818，KIC 2851474和KIC 9285587。该系统显示波束，椭圆和反射（BEER）相位调制以及主和次日食。这些增加到6开普勒和18 WASP短周期食dA+WD双星，以前已知的。光变曲线，加上后续的光谱观测，使我们能够推导出四个系统的两个组成部分的质量，半径和有效温度。轨道周期为1.17-3.82天，WD质量为0.19-0.22 Msun，与先前已知的系统相似。KOI-3818、KIC 2851474和KIC 9285587的WD半径分别为0.026、0.035和0.026 Rsun，是迄今为止短周期食dA+WD双星的最小WD半径。这三个双星将先前已知的星族扩展到了更老的系统，它们的WD秒数更小，更冷。KOI-3818显示了一个快速旋转的初级和一个微小但显著的偏心率约为0.0015的证据。这些特征可能是传质过程的结果。
2015-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models. IV. Revisiting the Spectral Evolution of Cool White Dwarfs
作为相互竞争的物理机制的结果，白矮星的大气成分在其演化过程中不断变化，这一过程被称为光谱演化。由于其大气成分的模糊性和其致密大气建模的固有困难，关于冷白矮星（$T_{\rm eff}<6000$ K）的光谱演化还没有达成共识。在本系列的前几篇论文中，我们提出并观测验证了新一代冷白矮星大气模型，该模型包括所有必要的本构物理学，以准确地模拟这些物体。利用这些新模型和501颗冷白矮星的同质样本，我们重新讨论了冷白矮星的光谱演化。我们的样本包括所有光谱识别的温度低于8300 K的白矮星，这些白矮星的视差在盖亚DR 2中可用，光度观测在泛星1和2MASS中可用。除了一些冷的碳污染的对象，我们的模型允许一个很好的适合我们的样本中包括的所有对象的光谱和光度观测。我们确定的氢，富氦的对象之间的7500 K和6250 K，我们解释为对流混合的签名的比例减少。在这种减少之后，富氢物体在5000 K之前变得更加丰富。这种令人困惑的增长，让人想起非DA差距，还有待解释。在低于5000 K的较低温度下，富氢的白矮星变得更加稀少，这就排除了来自星际介质的氢吸积主导冷白矮星光谱演化的假设。
2019-05-06 astro-ph.SR
The Physical Nature of Subdwarf A Stars: White Dwarf Impostors
我们解决的物理性质的亚矮星A型（sdA）的恒星和他们可能的联系，极低质量（ELM）的白矮星（WD）。这两类物体在低分辨率光谱学中被混淆。然而，颜色和自行表明sdA星比已发表的ELM WD更冷，更亮，因此半径更大。我们证明了纯氢模型导出的表面引力对sdA星存在系统的~1 dex误差，这可能是由低于9000 K的金属线覆盖解释的。通过对五颗食双星的径向速度轨道解和红外线过剩的详细研究，确定这些sdA星是贫金属的~1.2 Msun主序星，伴星为~0.8 Msun。虽然WD必须存在于sdA温度下，但只有约1%的限幅sdA样品应该是ELM WD。我们的结论是，大多数sdA星是贫金属的A-F型星的晕，最近发现的脉动ELM WD类星没有明显的径向速度变化可能是SX Phe变量，而不是脉动WD。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Ultramassive 1.28 M$_\odot$ White Dwarf in NGC 2099
利用凯克I低分辨率成像光谱仪，我们在非常富的疏散星团NGC 2099（M37）中观测到了9颗白矮星候选者。光谱显示七颗是DA白矮星，一颗是DB白矮星，一颗是DZ白矮星。其中三颗DA白矮星与单一演化的星团成员一致：一颗超大质量（1.28 $^{+0.05}_{-0.08}$ M $_\odot$）和两颗中等质量（0.70和0.75 M $_\odot$）白矮星。分析它们的冷却年龄使我们能够计算它们的祖先质量，并建立新的约束的初始-最终质量关系。中等质量的白矮星与以前在这个质量区域的工作非常一致。超大质量白矮星的$V$ = 24.5，比其他两个遗迹暗$\sim$ 2等。这颗恒星的光谱质量较低，因此导出的恒星性质（例如，T $_{\rm eff}$，log g）的不确定性比较亮的对应物高几倍。我们测量了这些不确定性，并确定该恒星的最终质量是迄今为止在星团中发现的质量最高的白矮星，但我们无法计算其前身质量，因为在这个高质量和较冷的T $_{\rm eff}$，其推断的冷却年龄对其质量高度敏感。然而，在最高温度下，冷却年龄对超大质量白矮星质量的敏感性只是中等的。这表明，未来对初始-最终质量关系的上质量端的研究必须确定大质量的新形成的白矮星（即，年龄在50- 1.5亿年之间的年轻星团）。
2016-03-01 astro-ph.SR
A 3 Gyr White Dwarf with Warm Dust Discovered via the Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project
由于尘埃盘的红外过度已被观察到的白矮星的有效温度在7200 K和25000 K之间，这表明小天体的潮汐破坏率大到足以创建一个连贯的磁盘超过1 Gyr后，白矮星形成急剧下降。我们通过后院世界：行星9公民科学项目和凯克天文台后续光谱学报告了候选白矮星LSPM J 0207 +3331的发现，它是氢主导的，具有发光的光盘（L $_{\rm IR}$ /L $_{\star}$ =14%），有效温度比任何已知的红外过量的白矮星低近1000 K。该天体的发现将大规模潮汐扰动事件发生在主白矮星形成之后的$\sim$ 3 Gyr的最晚时间，对主序后行星系统周围的微行星扰动和扰动的动力学模型提出了新的要求。奇怪的是，这个圆盘的中红外测光不能完全用一个几何上薄的、光学上厚的尘埃圆盘来解释，就像其他尘埃白矮星一样，而是需要在白矮星的罗氏半径附近有第二个尘埃环。在确认这一发现的过程中，我们发现对WISE源位置的仔细测量可以揭示白矮星的红外过量何时与其宿主共同移动，有助于将它们与混乱噪声区分开来。
2019-02-19 astro-ph.SR
The Emerging Class of Double-Faced White Dwarfs
本研究通过时间分辨光谱发现并确认两颗具有不均匀大气的双面白矮星，并用氢极冠、氦带大气模型及斜向自转体模型解释其光谱变化。
2025-01-10 astro-ph.SR
A Calibration Audit of a Gaia XP White-Dwarf Main-Sequence Binary Catalog: How Much the BP-Band Residual Contaminates at Its Bound and Above
St. Xavier’s College, Mumbai, India（孟买圣泽维尔学院）
该研究针对盖亚 DR3 XP 光谱的高斯过程分类器产生的白矮星主序双星候选体，探讨 BP 波段约 2%的残余量是否污染选择，通过分析得出不同过量情况下的虚假率等结果，并明确了干净可靠性信号及污染假设情况。
2026-08-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Neural Posterior Estimation for White Dwarf Spectroscopic Characterization
针对白矮星大规模光谱参数推断的计算瓶颈，本文提出基于模拟光谱训练的NPE方法，实现毫秒级后验估计，并在多类白矮星、SDSS数据及WD 1153+012高分辨率光谱上验证其精度与适用性。
2025-10-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Magnetic and Metallic Degenerate G77-50
多历元高分辨率光谱的积累表明，附近的恒星G77-50是一个非常冷的DAZ白矮星，外部被Mg，Fe，Al，Ca污染，可能还有Na，Cr，Mn。在B~ 120 kG磁场中，金属和氢的吸收特征都表现出与塞曼分裂相一致的多分量。紫外-红外光度法结合三角散射法得到Teff= 5310 K，M=0.60Msun，冷却年龄为5.2Gyr。白矮星的空间速度表明它可能是银河系厚盘的成员，与估计的总年龄8.6 Gyr一致。G77-50的光谱与G165-7和LHS 2534相似;这三颗冷白矮星组成了一个既有金属又有磁性的小群体。光球层的金属物质显示出类似于小行星中所含的岩石碎片的吸积，但冷却年龄意味着残余的行星系应该是稳定的。对于G77-50和类似的老的、污染的白矮星来说，一种可能性是最近的一次恒星相遇，它从外到内动态地恢复了系统的活力。对这些较冷的白矮星的金属丰度测量有可能区分通过飞越注入的外部区域微行星的物质。如果共同的包层演化可以在白矮星中产生磁场，那么G77-50及其同类可能在先前的演化过程中蚕食了一颗内部巨行星，其金属来源于更远的地球天体。虽然是推测性的，但如果在一个巨行星迁移到后主序星期名义上被吞没的内部区域的系统中禁止形成类地行星，这种情况就可以排除。
2011-01-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
White Dwarf Pollution: One Star or Two?
本研究利用 Gaia DR3 数据分析了受污染白矮星的宽双星比例，发现 DAZ 与 DZ 星样本结果均表明污染非恒星伴星所致，而是由主要行星输送金属，且两类群体可能具有不同的行星构型。
2024-03-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gamma Cas Stars as Be + White Dwarf Binary Systems
在B发射线（Be）星的伽玛Cas子群中，明亮和硬X射线发射通量的起源可能是由气体吸积到轨道上的白矮星（WD）伴星上引起的。这种Be+WD双星是从氦星质量供体到快速旋转质量增益星的第二阶段质量转移的预测结果。被剥离的施主星变成了小而热的白矮星，与它们的Be星同伴相比非常微弱。在这里，我们讨论的物理和轨道特性的Be+WD二进制模型预测，我们表明，目前的观测结果对伽玛Cas系统是一致的预期大二进制频率，同伴模糊和小质量，和相对较高的质量范围内的Be恒星主机。我们确定，同伴可能不是剥离氦星（热亚矮星sdO星），因为这些都是足够明亮的紫外光谱检测，但他们的光谱特征没有观察到的研究伽马卡斯双星。相对较近的系统的干涉测量提供了探测非常微弱的伴星的手段，包括热的次矮星和较冷的主序星。用CHARA阵列干涉仪对五颗伽马型卡斯双星的初步观测显示，没有证据表明伴星的流量，剩下的白矮星是伴星唯一可行的候选者。
2022-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The WIRED Survey. IV. New Dust Disks from the McCook & Sion White Dwarf Catalog
我们已经编译了来自宽视场红外巡天探测器全天巡天和其他档案来源的测光数据，这些数据来自最初的McCook & Sion光谱识别白矮星目录中的2200多个天体。我们应用颜色选择标准，以确定28个目标的红外光谱能量分布偏离预期的白矮星光球单独。其中7颗是先前已知的具有拱星尘埃盘的白矮星，5颗是已知的行星状星云的中心恒星，6颗因为是已知的双星或可能受到红外测光的污染而被排除在外。我们适合白矮星模型的光谱能量分布的其余10个目标，并找到7个新的候选人与红外过量表明存在的拱星尘埃盘。我们比较了这些新的候选人的模型尘埃盘属性与以前公布的已知白矮星与尘埃盘的参数的全面汇编。目前对具有尘埃盘的白矮星的普查可能会在K波段和更短的波长处产生过量的可检测物质，对于已知WD的整个样本来说，这可能接近于现有近红外全天空调查的检测极限。现在使用较长波长的红外数据发现的白矮星尘埃盘候选者是从以前代表性不足的参数空间区域中提取的，其中尘埃盘整体较冷，径向范围较窄，并且/或者包含较少的发射颗粒。
2013-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
White dwarf spectral type-temperature distribution from Gaia-DR3 and the Virtual Observatory
研究利用 Gaia-DR3 低分辨率光谱和 J-PAS 窄带测光，对 500 pc 内白矮星进行 DA/非 DA 分类，并基于近 3.4 万颗无偏样本给出 5,500–40,000 K 的光谱型-温度分布。
2023-07-25 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Comparison of Atmospheric Parameters Determined from Spectroscopy and Photometry for DA White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个比较分析的大气参数与所谓的光度和光谱技术。使用了斯隆数字巡天（SDSS）的1360 DA白矮星的光度和光谱数据，以及维拉诺瓦白矮星目录的光谱数据。我们首先测试校准的ugriz测光系统使用模型大气拟合观测数据。我们的光度分析表明，Ugriz光度似乎很好地校准时，SDSS到AB_95零点校正。同一数据集的光谱分析表明，所谓的高对数g的问题可以通过应用已公布的校正函数，考虑到三维流体动力学效应来解决。然而，SDSS和白矮星目录光谱之间的比较也表明，SDSS光谱仍然遭受一个小的校准问题。然后，我们比较从两个拟合技术获得的大气参数，并表明光度温度系统低于从光谱数据获得的。这种系统偏移可能与模型大气中使用的氢气管线剖面有关。最后，我们提出的分析结果，旨在测量表面重力只使用光度数据。
2014-10-20 astro-ph.SR
On the Spectral Evolution of Hot White Dwarf Stars. III. The PG 1159$-$DO$-$DB$-$DQ Evolutionary Channel Revisited
我们继续我们全面的理论研究的基础上复杂的模拟元素输运的白矮星的光谱演化。本文重点研究了PG 1159星由于重元素的重力沉降而转变为DO/DB白矮星，然后通过碳的对流疏浚而转变为DQ白矮星。我们研究了几个物理参数的影响，在很宽的有效温度范围内的表面碳丰度的演变。在热PG 1159和DO阶段，我们的计算证实，PG 1159到DO的转变温度敏感地依赖于恒星质量和风的质量损失率。我们发现，测量的DOZ白矮星的碳丰度主要占我们的模型，与最酷的DOZ星显着的例外。在较冷的DB和DQ阶段，预测的大气成分的强烈影响的恒星质量，厚度的信封，初始碳含量，对流过冲的效率，和残余氢的存在。我们证明，在合理的假设下，我们的模拟再现非常好的DQ星，从而使我们能够约束冷富氦白矮星的过冲区域的范围内观察到的碳丰度模式。我们还认为，我们的计算自然地解释了一些最近的经验结果，如相对过剩的低质量DQ星和微量氢和/或碳的存在下，在大多数DC和DZ星的表面。
2022-03-22 astro-ph.SR
Perfecting our set of spectrophotometric standard DA white dwarfs
我们验证了光度稳定性的一组DA白矮星与哈勃空间望远镜的大小从近紫外到近红外和地基光谱，使用时间间隔的观测从拉斯坎布雷斯天文台网络的望远镜。最初的38颗恒星名单被削减到32颗，最终组成了一套高质量的分光光度标准。这些恒星均匀地分布在天空中，并且都比r ~ 16.5 mag. They的分布是这样的，其中至少有两个可以在任何时间从任何天文台在空气质量小于2。光变曲线和不同的变化指数从拉斯坎布雷斯天文台的数据被用来确定候选标准的稳定性。当可用时，Pan-STARRS 1，Zwicky Transient Facility和TESS数据也被用来确认恒星分类。我们的分析表明，四颗DA白矮星可能表现出光度变化的证据，而第五颗白矮星的温度低于我们确定的温度下限，第六颗白矮星可能是一颗双星。在某些情况下，由于附近存在微弱的红色光源，在使用地面望远镜观察一些分光光度标准时应小心。提供了所有恒星的光变曲线和寻找图表。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Post-common envelope binaries from SDSS - XIV. The DR7 white dwarf-main sequence binary catalogue
本文介绍了斯隆数字巡天（SDSS）的分光白矮星-主序星（WDMS）双星表的更新版本。395个新系统是从光谱SDSSI/II Legacy目标中偶然发现的。作为SEGUE的一部分，我们对WDMS双星进行了专门和有效的（64%的成功率）搜索，其中伴星的贡献很大，这在以前的所有调查中都是不足的，确定了251个额外的系统。总的来说，我们的目录包含2248 WDMS二进制，并包括，在可用的情况下，从银河系所有天空调查在紫外和从UKIRT红外巡天（UKIDSS）在近红外的星等。我们还提供了伴星的径向速度，从SDSS光谱使用碘化钠8183.27，8194.81吸收双峰和/或H α发射测量。使用我们的光谱分解/拟合技术的更新版本，我们确定/更新的白矮星的有效温度，表面重力和质量，以及整个目录的伴星的光谱类型。比较白矮星质量、温度和伴星光谱类型的分布，我们确认我们的SEGUE调查项目已经成功地识别了具有更冷和更大质量的白矮星的WDMS双星，以及比以前发现的更早的光谱类型。最后，我们已经开发了一个公开的互动在线数据库光谱SDSS WDMS二进制包含所有可用的恒星参数，径向速度和幅度，我们简要介绍。
2011-10-05 astro-ph.SR
Atmospheric parameters and carbon abundance for hot DB white dwarfs
热DB（氦气氛）白矮星在有效温度25000 K附近的大气参数是很难用光谱学方法确定的。这是特别不幸的，因为这是可变的DBV或V777 Her恒星的范围。需要有准确的大气参数来帮助或确认对这些物体的星震分析。另一个重要的方面是新的一类白矮星-热DQ -由Dufour等人（2007）发现，其光谱主要由碳线组成。分析表明它们的大气是纯碳。这些恒星的起源还不清楚，但它们可能与这里研究的更热的DBs有进化联系。我们的目标是确定准确的大气参数和元素丰度，并研究光谱类DB和热DQ的演化的白矮星的影响。利用模式大气研究了五种DBs的高分辨紫外光谱。我们确定恒星的参数和丰度或上限的C和Si。这些对象进行了比较，低于20000 K的冷DB。我们在五个热DB中的两个中发现了光球C，并且没有发现其他重元素--C/Si比限制极高。我们比较各种解释这种不寻常的组合物，这已在文献中提出：星际或拱星物质的吸积，辐射悬浮，碳疏浚从更深的内部低于氦层，和残余的恒星风。这些解释都不是完全令人满意的，热DQ的起源问题仍然是一个悬而未决的问题。
2014-07-28 astro-ph.SR
Atmosphere Models of Brown Dwarfs Irradiated by White Dwarfs: Analogues for Hot and Ultra-Hot Jupiters
辐射褐矮星（BD）提供了天然的实验室来测试我们对亚恒星和辐射大气的理解。在白矮星（WD）周围已经观察到了一些短周期的BD，但是独特的强烈紫外线主导的照射提出了一个建模挑战。在这里，我们提出了第一个完全自洽的一维大气模型，考虑到紫外线照射对物体的温度结构的影响。我们探索了两个BD-WD系统，即WD-0137-349和EPIC-212235321。WD-0137- 349 B的平衡温度介于高温和超高温之间，而EPIC-212235321 B的平衡温度高于除KELT-9 b外的所有超高温。我们探讨了一些特殊的方面，照射BD大气，并表明现有的测光可以很好地配合我们的模型。此外，从这些BD的原子发射线的检测可以解释由强烈的辐射引起的温度反演，类似于最近探索的超高温超导体的反演。我们的WD-0137- 349 B模型可以再现许多但不是所有这些原子线的观测到的等效宽度。我们使用观测到的测光这些对象检索的温度结构使用PHOENIX ExoplaneT检索算法（PETRA），并证明结构与我们的模型是一致的，虽然在低压下有点冷。然后，我们讨论了这类辐射褐矮星和低质量的超热彗星之间的异同。最后，我们描述的行为，辐照BD的颜色幅度空间显示的困难，在分类辐照BD使用其他经过测试的方法孤立的对象。
2020-10-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Horizontal spreading of planetary debris accreted by white dwarfs
大气层被金属污染的白矮星在演化行星系统的岩石碎片吸积的背景下得到了广泛的研究。一个悬而未决的问题是吸积的几何形状以及物质如何到达并混合在白矮星的表面层。利用三维辐射流体动力学程序CO $^5$ BOLD，我们给出了退化恒星大气中的第一输运系数，它描述了被动标量在表面平面上的对流扩散。我们耦合新推导的水平扩散系数与先前公布的垂直扩散系数提供理论约束的表面扩散的金属在白矮星。我们的三维模拟网格探测了对流白矮星的绝大多数参数空间，纯氢大气的有效温度范围为6000-18000 K，纯氦大气的有效温度范围为12000-34000 K。我们的研究结果表明，温暖的富氢气氛（DA; $\gtrsim$ 13000 K）和富氦气氛（DB，DBA; $\gtrsim$ 30000 K）是无法有效地传播的吸积金属在其表面，无论吸积的时间依赖性。这一结果可能与目前没有探测到具有碎片盘的白矮星表面丰度变化的结果不一致。对于较冷的氢和氦丰富的气氛中，我们预测在垂直扩散时间尺度内，金属在整个表面上的分布基本均匀。这通常是不到0.1%的光盘寿命估计，这是在本文中使用的过冲结果重新访问的数量。这些结果具有相关的研究的大部分组成的演变行星系统和模型的吸积盘物理。
2021-02-18 astro-ph.SR
The virtual observatory service TheoSSA: Establishing a database of synthetic stellar flux standards. I. NLTE spectral analysis of the DA-type white dwarf G 191-B2B
富氢的DA型白矮星特别适合作为流量校准的主要标准星。最先进的NLTE模型考虑了从物种到反式铁元素的不透明度，并提供了可靠的合成恒星大气光谱，以与观测结果进行比较。我们建立了一个数据库的理论光谱的恒星通量标准，可以很容易地通过Web界面访问。在虚拟天文台的框架内，德国天体物理学虚拟天文台开发了注册服务TheoSSA。它提供了容易获得恒星光谱能量分布（SED），并打算摄取SED计算的任何模式大气代码。在DA白矮星G 191-B2 B的情况下，我们证明了该模型不仅再现了它的整体连续形状，而且还再现了其紫外光谱中显示的大量金属线。TheoSSA正在运行中，目前包含各种DA白矮星的SED。它将在不久的将来得到扩展，并可容纳所有一级和二级通量标准的SED。G 191-B2B的光谱分析表明，我们的流体静力学模型在有效温度为60000 +/-2000K和表面重力log g = 7.60 +/-0.05时再现观测结果最好。我们新鉴定了Fe VI、Ni VI和Zn IV线。我们第一次确定了光球锌的丰度，其对数质量分数为-4.89（7.5倍太阳）。精确测定了He（上限）、C、N、O、Al、Si、O、P、S、Fe、Ni、Ge和Sn的丰度。钛，铬，锰，钴的理论SED恒星通量标准的TheoSSA数据库，保证所有天文数据的通量校准和不同仪器之间的交叉校准可以基于相同的模型和SED计算不同的模型大气代码，并易于比…
2013-08-29 astro-ph.SR
The Accretion of Solar Material onto White Dwarfs: No Mixing with Core Material Implies that the Mass of the White Dwarf is Increasing
激变变星（CV）是一个近距离双星系统，其中一个组成部分是一颗吸积的白矮星（WD），另一个组成部分是一颗较大的较冷的恒星，充满了它的洛希叶。WD吸积物质的一个后果是它们的质量可能会增加，最终将达到阿布拉塞卡极限。这种演化可能导致超新星Ia（SN Ia）爆炸，并被称为单简并祖先（SD）场景。单一简并方案的一个问题是，通常假设在演化的吸积阶段期间的某个时间，吸积材料与WD核心材料混合，并且由于典型的WD具有碳-氧（CO）核心，混合导致大量的碳和氧被带入吸积层中。浓缩碳的存在会导致增强的核聚变和经典新星（CN）爆炸。因此，经典新星系统中的WD质量正在减少，不可能是超新星Ia的祖先。在这里报道的新计算中，已经研究了没有吸积物质与核心物质混合对WD的影响，并且爆炸中涉及的物质只有太阳的成分。我发现，一旦有足够的材料已经吸积，核燃烧继续，直到热核失控（TNR）发生和WD要么蒸发少量的材料或其半径增长到约$10^{12}$厘米和计算停止。在所有发生物质抛射的情况下，抛射物的质量远小于吸积物质的质量。因此，所有WD的质量都在增长。（节录）
2015-02-09 astro-ph.SR
A Study of Cool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 12
在这项工作中，我们研究白矮星，其中$30\,000\,\text{K} {>} \mathrm{T}_{\rm{eff}} {>} 5\,000\,\text{K}$比较的差异，在冷却的DA和非DA及其形成渠道。我们的最终样品由几乎$13\,000$ DA和超过$3\,000$非DA组成，这些DA同时在SDSS DR 12光谱数据库和\textit{Gaia}调查DR 2中。我们提出了DA，DBs和DC的质量分布，其中发现DC的平均质量比DA和DBs大${\sim}0.15\,\mathrm{M}_\odot$。此外，我们提出的光度有效温度分布的每一个光谱类型和距离分布的DA和非DA。此外，我们研究了非DA的DA的比率作为有效温度的函数。我们发现，这个比例是周围的有效温度高于${\sim}22\,000\,\text{K}$ ${\sim}0.075$和增加了五倍的有效温度比$15\,000\,\text{K}$冷。如果我们假设在${\sim}22\,000\,\text{K}$到${\sim}15\,000\,\text{K}$之间非DA星的增加是由于对流稀释，那么$14{\pm}3$ %的DA应该变成非DA星来解释观测到的比率。我们对DCs质量分布的测定也与对流稀释和混合更可能发生在大质量白矮星中的理论一致，这支持了进化模型和观测结果，表明质量较高的白矮星具有较薄的氢层。
2018-10-09 astro-ph.SR
A Detailed Model Atmosphere Analysis of Cool White Dwarfs in DESI DR1
University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）
分析DESI DR1中25,642颗冷白矮星，发现冷DA星的光度与光谱质量一致，磁场DA星不限于结晶序列，DC/DZ星中H/He丰度比随温度降低而增加，并约束了He大气白矮星比例随温度的变化。
2026-06-25 astro-ph.SR
The Evolution of Hypervelocity Supernova Survivors and the Outcomes of Interacting Double White Dwarf Binaries
本文通过白矮星的热演化与质量损失模型解释了冷D6型超高速超新星幸存者的性质，并推断约2%的Ia型超新星会留下此类幸存伴星，同时为LP 40-365类恒星及双白矮星并合结局提供了统一图景。
2025-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cool DZ white dwarfs in the SDSS
我们报告了在斯隆数字巡天（SDSS）的u-g与g-r双色图中发现的26颗冷DZ白矮星，它们位于主序星的正下方;其中21颗是新发现的。通过目视检查双色图中低于主序列的物体的所有光谱，以及通过自动搜索包括主序列的颜色空间中的大面积特征光谱特征来识别样品。SDSS项目提供的光谱和光度测定用模型大气解释，包括所有相关的金属。有效温度和元素丰度的确定，而表面重力必须假设和固定在典型值log g = 8。这些恒星代表了著名的DZ序列向较低温度的延伸，并填补了先前研究中Teff = 6500 K的空白。金属丰度与较热的DZ相似，但最低丰度缺失，可能是因为我们的选择程序。在吸积/扩散的情况下，解释是复杂的，因为我们不知道吸积是否仍在发生或已经结束很久以前。不考虑这种不确定性，目前存在于对流区的金属质量--因此是总吸积质量的绝对下限--与太阳系中最大的小行星相似。
2011-05-02 astro-ph.SR
White dwarf-main sequence binaries from Gaia EDR3: the unresolved 100pc volume-limited sample
我们使用盖亚早期数据第三版提供的数据来寻找一个高度完整的体积有限的样本，未解决的二进制组成的白矮星和一个主序列的同伴（即WDMS二进制）在100 pc。我们选择了112个对象的基础上，他们的位置在赫兹-罗素图，其中97个是新的标识。我们用VOSA（Virtual Observatory SED Analyser）中实现的两体拟合算法拟合它们的光谱能量分布（SED），以推导出两个分量的有效温度、光度和半径（因此是表面重力和质量）。恒星参数进行比较，从目前最大的目录密切WDMS双星，从斯隆数字巡天（SDSS）。我们发现盖亚和SDSS样品的属性之间的重要差异。特别是，盖亚样本包含WDMS双星与相当冷的白矮星和主要序列的同伴（一些预计是棕矮星）。盖亚的样本还显示了一个重要的系统人口组成的冷和极低质量的白矮星，不存在于SDSS样本。最后，使用Monte Carlo总体合成代码，我们发现，这里确定的系统的体积有限的样本似乎是高度完整的（~80+-9%），但它只代表总的基本人口的~ 9%。缺失的~ 91%包括主序伴星系完全支配SED的系统。我们还估计了密近WDMS双星的总空间密度的上限为~（3.7+-1.9 x10 ^{-4} pc{-3}。
2021-07-13 astro-ph.SR
DAmodel: Hierarchical Bayesian Modelling of DA White Dwarfs for Spectrophotometric Calibration
提出首个分层贝叶斯建模框架DAmodel，同时拟合光度与光谱数据联合推断白矮星参数与光度零点，实现迄今最低的紫外至近红外光度残差，为下一代望远镜校准提供关键支持。
2025-08-14 astro-ph.CO astro-ph.IM astro-ph.SR
Detection of the Temperature Dependence of the White Dwarf Mass-Radius Relation with Gravitational Redshifts
本研究利用SDSS中26,041颗DA型白矮星，通过分箱分离引力红移直接测量质量-半径关系，以大于6.1σ的显著性首次明确探测到其温度依赖性，为未来精确测试提供了新方法。
2024-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Determination of the Luminosity Function of DA White Dwarfs from the Kiso Survey
我们重新推导了光度函数的DA白矮星的样本从Kiso施密特紫外线过剩调查（KUV星）使用光谱方法，其中大气参数（Teff和log g）和绝对目视星等，为每个明星获得详细的模型大气拟合光学光谱数据。我们比较了我们的测定结果与Darling（1994）基于经验光度校准得到的结果。我们的光度函数也来自光谱从PG调查进行了比较。错误分类的对象也简要讨论。
2009-04-01 astro-ph.SR
