The heavily polluted atmosphere of the DAZ white dwarf GALEX J193156.8+011745
我们报道了一颗新的严重污染的白矮星的发现。DAZ白矮星GALEX J193156.8+011745是在GALEX/GSC对紫外线过量天体的联合调查中确定的。在ESO NTT获得的光学光谱显示镁和硅的强吸收线和详细的丰度分析的基础上VLT-Kueyen UVES光谱揭示硅和镁的超太阳丰度，和近太阳的氧，钙和铁的丰度。总体丰度模式显示出白矮星大气层正在不断吸积的迹象。红外光谱能量分布显示，在H和K波段可能与吸积源有关的过剩。
2010-02-10 astro-ph.SR
On the Spectral Evolution of Hot White Dwarf Stars. I. A Detailed Model-Atmosphere Analysis of Hot White Dwarfs from SDSS DR12
随着它们的演化，白矮星的表面成分发生了重大变化，这种现象被称为光谱演化。特别是，有些恒星进入冷却序列时有氦大气层（DO型），但最终发展出氢大气层（DA型），很可能是通过残余氢的向上扩散。我们对这一过程的经验知识仍然很少：出生时富含氦并经历DO到DA转变的白矮星的部分受到很差的约束。我们通过对斯隆数字巡天观测到的1806颗热（$T_{\rm eff} \ge 30,000$ K）白矮星进行详细的模型大气调查来解决这个问题。我们首先介绍我们的新一代模型大气和理论冷却轨道，都适合热白矮星。然后，我们提出我们的光谱分析，从中我们确定我们的样品对象的大气和恒星参数。发现有24%的白矮星开始退化为DO星，其中有2/3的$\sim$后来成为DA星。我们还推断，DO-DA过渡发生在实质上不同的温度（$75,000 \ {\rm K} > T_{\rm eff} > 30,000$ K）为不同的对象，这意味着一个广泛的范围内的DO人口的氢含量。此外，我们确定了127个混合白矮星，其中31个显示出化学分层的证据，我们讨论了这些恒星如何适合我们的光谱演化的理解。最后，我们发现了非常热（$T_{\rm eff} > 60,000$ K）的白矮星的光谱质量标度的重要问题。
2020-08-17 astro-ph.SR
A Progress Report on the Carbon Dominated Atmosphere White Dwarfs
最近，Dufour等人（2007）报告了一个意外的发现，即在斯隆数字巡天中发现的几颗白矮星的大气层主要由碳组成，几乎没有氢和氦的痕迹。在这里，我们提出了一个进展报告，这些新的对象的基础上新的高信噪比后续光谱观测在6.5米的MMT望远镜霍普金斯山，亚利桑那州。
2009-01-22 astro-ph.SR
Pulsation in carbon-atmosphere white dwarfs: A new chapter in white dwarf asteroseismology
我们提出了一些调查的结果，旨在探索新发现的碳-大气层白矮星的星震学潜力。结果表明，在参数空间的某些区域，碳-大气白矮星可以驱动低阶引力模。我们证明了我们的理论结果与最近SDSS J1426+5752中令人兴奋的光度变化的发现以及McDonald天文台科学家团队获得的一些零结果是一致的。我们还提出了后续的光度观测进行了自己在毕格罗山1.6米望远镜使用新的Mont 4K相机。在MMT的后续光谱观测的结果也简要报告，包括令人惊讶的发现，SDSS J1426+5752不仅是一个脉动星，但它也是一个磁白矮星与表面场接近1.2 MG。SDSS J1426+5752中$g$型脉动的发现本身就相当重要，因为它打开了继GW Vir，V777 Her和ZZ Ceti家族之后的第四个星震学“窗口”，通过它人们可以研究白矮星。
2009-01-22 astro-ph.SR
Pure-hydrogen 3D model atmospheres of cool white dwarfs
本文给出了DA白矮星表面重力log g = 8，有效温度6000 ~ 13000 K的纯氢CO_5 BOLD三维模型大气序列。我们发现，对流特性，如流速，特征颗粒尺寸和强度对比度的颗粒图案，在此范围内显着变化。我们证明，这些三维模拟是不敏感的数值参数不同的一维结构，在很大程度上取决于混合长度参数。我们的结论是，三维光谱可以直接用于DA白矮星的光谱分析。我们证实了一个早期的初步研究的结果，三维模型光谱提供了一个更好的表征质量分布的白矮星和1D混合长度理论的缺点是负责虚假的高log g冷白矮星的测定。特别是，一维理论无法解释高层大气对流过冲的冷却效应。
2013-02-08 astro-ph.SR
Pulsations of Pre-White Dwarfs with Hydrogen-dominated Atmospheres
对由后渐近巨星分支（AGB）演化而来的前白矮星的非径向振荡进行了完全非绝热分析。结果表明，对于Teff= 40，000 K -300，000 K的前白矮星模型，氢燃烧壳层中的核反应在约40-200 s的周期范围内激发低阶g模。研究还表明，氢的含量对前白矮星在H-R图上的不稳定区域有显著的影响。因此，氢为主的信封的厚度可以很好地约束通过观察g模式振荡的存在。
2014-05-19 astro-ph.SR
Line shapes of the magnesium resonance lines in cool DZ white dwarf atmospheres
白矮星光谱中镁原子共振线的线形由镁原子的性质和白矮星大气结构决定。通过它们的覆盖效应，这些线对模型结构有着主导性的影响，从而对描述恒星大气和元素丰度的其他物理参数的光谱的确定产生了影响。在继续以前的工作Mg $^+$ He线在紫外线，我们提出的理论轮廓中性Mg的共振线由He扰动的极端密度条件下发现在冷的大部分透明的大气中的DZ白矮星。我们准确地确定了扩大镁由他在统一理论的碰撞线配置文件使用从头计算的MgHe势能和过渡矩阵元素之间的单重电子态，所涉及的可观察到的谱线。我们计算了Mg线的形状和线参数，并研究了它们对氦密度和温度的依赖性。我们提供了恒星光谱模型输入所需的4000至12000 K整个温度范围内的结果。大气模型是在冷DZ白矮星典型的有效温度和表面重力范围内建立的。我们目前的合成光谱跟踪的Mg共振线轮廓下的低温和高气压普遍在这些气氛中的行为。镁共振线不透明度数据的精确测定与改进的大气模型程序相结合，得到了冷DZ白矮星的较好拟合。为了准确测定DZ白矮星大气中的H/He和Mg/He丰度比，需要了解氦对谱线的加宽。我们强调，没有自由电位参数或特设的调整被用来计算线的轮廓。
2018-09-12 astro-ph.SR
A White-light Flare Powered by Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
白光耀斑（White-light flares，WLF）是1859年首次观测到的一种太阳耀斑，它的可见光连续谱发射明显增强。这种增强通常发生在大多数高能耀斑中，通常被解释为通过从日冕能量释放点向下传播的非热电子在太阳低层大气中有效加热的结果。然而，这种日冕重连模型难以解释最近发现的小WLF。在这里，我们报告了一次C2.3白光耀斑，它与几种观测现象有关：相反极性光球磁通量的快速减少、两个相邻孔隙的消失、低色球层的显着加热、硬X射线通量的可忽略不计的增加，以及相关的U形磁场配置。所有这些都表明，这个白光耀斑是由太阳大气层下部的磁重联提供动力的，而不是由日冕上部的重联提供动力的。
2020-03-26 astro-ph.SR
A deep test of radial differential rotation in a helium-atmosphere white dwarf: I. Discovery of pulsations in PG 0112+104
我们提出了在一个热的，氦-大气白矮星使用78.7天的开普勒空间望远镜几乎不间断的测光的非径向振荡的检测。PG 0112+104的有效温度超过30，000 K，成为已知最热的氦-大气白矮星。低阶g模的丰富振荡谱包括来自偶极和四极模的连续序列的清晰的旋转分裂图案，其可用于探测这种高度演化的恒星遗迹中的旋转速率随深度的变化。我们还测量表面旋转速率为10.17404小时，从一个明显的点调制的K2数据。PG 0112+104有两个独立的自转测量值，提供了一个显著的小行星地震推断测试。
2016-12-22 astro-ph.SR
Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs
我们提出了改进的大气参数附近的白矮星位于20 pc的太阳。目前研究的目的是获得白矮星种群最小偏差样本的最佳统计模型。一个均匀的分析当地人口进行详细的光谱和光度分析的基础上改进的模型大气计算的各种光谱类型，包括DA，DB，DC，DQ和DZ星。光谱技术适用于我们的样品中的所有恒星的光谱。光度能量分布，如果可用的话，也结合三角视差测量，以获得有效的温度，恒星半径，以及大气成分。本文提出了一个太阳邻域内的白矮星订正星表。我们提供了，第一次，全面分析的质量分布和化学分布的白矮星在体积有限的样品。
2012-02-24 astro-ph.SR
Discovery of Three Pulsating, Mixed-atmosphere, Extremely Low-mass White Dwarf Precursors
本文报道了在三颗混合大气、极低质量白矮星（ELM WD，M $\leqslant$ 0.3 M $_{\odot}$）前体中发现的脉动现象。继最近在ELM和前ELM WD中发现脉动之后，我们用高速测光法针对混合H/He气氛的前ELM WD。我们发现显着的光学变化，在所有三个观察到的目标与周期在320- 590秒的范围内，在时间尺度上与理论预测的$p$模式脉动在混合大气$\approx$ 0.18 M $_{\odot}$ He核心前ELM WD一致。这代表了第一个经验证据，即只有当大气中存在大量的He时，才能发生前ELM WD中的脉动。未来，更广泛的，时间序列测光的三个新的发光体中最亮的提供了一个很好的机会，以限制表面H层的厚度，这调节了ELM WD的冷却时间尺度。
2016-05-17 astro-ph.SR
White Dwarf Period Tables - I. Pulsators with hydrogen-dominated atmospheres
我们的目的是收集所有已知的白矮星的氢占主导地位的大气，并列出其主要的光度和大气参数，以及他们的脉动周期和振幅在不同的时代观察。为此，我们探索脉动白矮星的相关文献与系统使用的SIMPAD和美国宇航局的天体物理数据系统（ADS）数据库。我们总结了我们的结果在四个表中列出了7个ZZ鲸鱼座恒星在分离的白矮星加上主序星，7个极低质量的DA双星，3个热DAVs和180个ZZ鲸鱼座恒星。
2016-10-24 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 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
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
Pure-helium 3D model atmospheres of white dwarfs
我们提出了DB白矮星的纯氦大气的三维模拟的第一个网格。模拟计算与CO 5 BOLD辐射流体动力学代码和覆盖有效温度和表面重力之间的12000 K < Teff < 34000 K和7.5 < log（g）（cgs单位）< 9.0，分别。在这个介绍性的工作中，从3D模拟计算的合成光谱进行比较，适当的1D模型光谱下的差分方法。这导致在3D校正的光谱导出的大气参数的DB星相对于1D ML 2/α = 1.25的混合长度参数化的推导。V777 Her不稳定带区域没有发现显著的Teff修正，因此预计带的经验蓝色和红色边缘没有3D修正。然而，对于3D网格覆盖的所有log（g）值，在12000 K < Teff < 23000 K的范围内发现大的log（g）校正。这些修正表明，一维模型大气高估了log（g），这让人想起了纯氢白矮星的三维模拟结果。下一步将是计算混合氦和氢气氛的三维模拟，以理解DB和DBA白矮星恒星参数的全部含义。
2018-09-03 astro-ph.SR
Evolutionary sequences for hydrogen-deficient white dwarfs
我们提出了一套完整的演化序列的白矮星与氢缺乏的气氛。我们考虑了祖星的进化历史、冷却中涉及的所有相关能源、最外层的元素扩散以及新的且详细的非灰色白矮星模型大气提供的外边界条件。纯氦成分。这些模型大气是基于最新的物理输入。我们的计算延伸到非常低的有效温度，$\sim 2\,500$ ~K，提供了一组均匀的演化冷却轨迹，适合于老缺氢白矮星的质量和年龄测定，并代表了一个明显的改进，以前的努力，这是使用灰色大气计算。
2017-03-15 astro-ph.SR
A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models. I. Theoretical Framework and Applications to DZ Stars
最冷的氦-大气层白矮星的光球具有类似流体的密度。在这些条件下，大气模式规范中使用的标准近似值不再适用。不幸的是，大多数冷的富氦白矮星没有显示出光谱特征，这让我们没有机会对更复杂的模型进行测试。在观测到光谱特征的少数情况下（例如在冷DQ或DZ星中），当前模型完全无法再现光谱数据，这表明我们的理论框架存在缺陷。为了完全信任仅从能量分布中得出的参数，至少成功地再现少数表现出光谱特征的最冷恒星的光谱是很重要的，特别是因为这些恒星由于重元素的存在而具有更不极端的物理条件。在本文中，我们修改我们的模型大气代码的每一个组成部分，以消除低密度近似。我们更新的白矮星大气代码采用了最先进的本构物理学，适用于冷富氦恒星（DC和DZ白矮星）的条件。这包括新的高密度金属线的配置文件，非理想的连续不透明度，一个准确的状态方程和电离平衡的详细说明。特别是，我们提出了新的从头计算，以评估重元素（C，Ca，Fe，Mg和Na）在稠密的氦介质中的电离平衡，并显示我们的改进模型如何使我们能够实现更好的光谱拟合两个冷DZ星，罗斯640和LP 658-2。
2018-07-17 astro-ph.SR
A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models. II. A DZ Star with Collision-Induced Absorption
在本系列的第一篇论文（Blouin et al. 2018）中，我们介绍了我们升级的冷白矮星大气代码。在第二篇论文中，我们使用我们的新模型分析了SDSS J080440.63+223948.6（J0804+2239），这是第一颗显示出碰撞诱导吸收（CIA）的DZ星。这个对象为我们的模型提供了一个关键的测试，因为我们的代码的以前版本无法同时适合金属吸收线和CIA。我们发现一个很好的适合光谱和光度数据，这进一步验证了我们的模型的改进的本构物理。我们还表明，金属线的存在下，允许解除高和低氢丰度之间的简并度，通常会影响适合的白矮星与CIA。最后，我们探讨了光谱未检测到的金属对DC星的光度解决方案的潜在影响。
2018-09-28 astro-ph.SR
The polluted atmosphere of the white dwarf NLTT 25792 and the diversity of circumstellar environments
我们提出了一个分析的X-射手光谱的污染，富氢的白矮星NLTT 25792。光谱显示了钙的强线（Ca H&K，近红外钙三重态和Ca I 4226）和大量的铁线以及镁和铝线，我们从中绘制了丰度模式。此外，光球Ca H&K线可能与相对于光球移动-20 km/s的星周分量混合。与四颗具有相似参数的白矮星的样本进行比较，发现它们的丰度模式存在相当大的差异，特别是在钙镁丰度比上，该样本中的钙镁丰度比变化了五倍。所观察到的变化，即使在占扩散效应，意味着类似的变化，在假定的吸积源。此外，我们发现，硅和钠是显着的NLTT 25792的大气中，这一事实可能提供一些线索的吸积源的性质。
2013-09-26 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
New full evolutionary sequences of H and He atmosphere massive white dwarf stars using MESA
我们探讨了富氢和缺氢白矮星与质量之间的演化1.012和1.307 Msun，和初始金属丰度Z=0.02。这些序列是质量在8.8到11.8 Msun之间的主序星的结果。模拟是用MESA进行的，从零年龄主序列开始，经过热脉冲和质量损失阶段，结束于白矮星冷却序列。我们提出了可靠的化学配置文件考虑的整个质量范围内，涵盖不同的预期的中心组成，即C/O，O/Ne和Ne/O/Mg，其与恒星质量的依赖。此外，我们提出了详细的化学配置文件的混合C/O-O/Ne核心白矮星，发现在1.024和1.15 Msun之间的质量范围。我们提出的初始到最终的质量关系，质量半径关系，并考虑到大气和核心成分的影响冷却时间。
2018-09-25 astro-ph.SR
Solution to the problem of the surface gravity distribution of cool DA white dwarfs from improved 3D model atmospheres
由光谱分析确定的冷（Teff <13，000 K）氢-大气DA型白矮星的表面重力值明显高于这些恒星的标准值log g ~ 8。最近得出的结论是，在混合长度理论的框架内对流能量传输的治疗问题是这个高对数g问题的最合理的解释。我们通过从一个小序列（11，300 K < Teff <12，800 K）的3D流体动力学模型大气中计算冷对流白矮星的模型光谱来研究这种差异，该模型大气具有对流和辐射转移的复杂处理。我们的方法是进行3D和标准1D模型之间的差异分析。我们发现，3D光谱预测显着较低的表面重力，与正确的振幅作为有效温度的函数，以获得平均值的log g ~ 8的校正。我们的结论是，冷对流DA白矮星的表面重力分布更接近热辐射物体时，使用，对流的治疗，而不是混合长度框架的三维模型。
2011-07-09 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 Pulsating Helium-Atmosphere White Dwarfs I: New DBVs from the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个专门的搜索新的脉动氦大气（DBV）白矮星从斯隆数字巡天使用麦当劳2.1米奥托斯特鲁夫望远镜。我们总共观测到55颗DB和DBA白矮星，光谱温度在19，000到35，000 K之间。我们发现了19个新的DBV，并对其余36个对象的可变性设置上限。结合以前已知的DBV，我们使用这些对象来提供DB不稳定带的经验范围的更新。通过我们的新DBV样本，红色边缘得到了更好的约束，因为我们几乎将已知的DBV数量增加了一倍，介于20，000和24，000 K之间。我们没有发现任何新的DBV比PG 0112+104更热，目前最热的DBV在$T_{\mathrm{eff}}\,{\approx}$ 31，000 K，但确实发现了四个DBV的脉动，温度在27，000和30，000 K之间，改善了对定义不明确的蓝边的经验约束。我们研究了所有目前已知的DBV的系综脉动特性，发现加权平均周期和总脉动功率随有效温度的变化趋势与脉动氢-大气白矮星在性质上相似。
2022-01-24 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
New white dwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 10
我们报告了在斯隆数字巡天数据发布10中发现的9089个新的光谱确认的白矮星和亚矮星。我们得到了氢大气层白矮星和氦大气层白矮星的Teff、log g和质量，并估算了具有金属谱线的白矮星的钙/氦丰度和具有碳主导谱线的碳/氦丰度.我们发现了1颗行星状星云的中心星，2颗氦大气白矮星上的新氧谱，71颗DQ，42颗热DO/PG 1159，171颗白矮星+主序星双星，206颗磁DAH，327颗连续统支配的DCs，397颗金属污染的白矮星，450颗氦支配的白矮星，647颗次矮星和6888颗新的氢占主导地位的白矮星。
2014-11-25 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of DA white dwarfs with 3D model atmospheres
基于三维模型大气，首次给出了纯氢（DA）白矮星的平均三维（3D）光谱网格。我们使用CO 5 BOLD辐射流体动力学的三维模拟，而不是混合长度理论的对流治疗。模拟覆盖了6000 < Teff（K）<15，000的有效温度范围和7 < log g < 9的表面重力范围，其中大多数具有对流大气的DA位于该范围内。我们依靠水平平均的3D结构（在恒定的Rosseland光学深度上）来计算<3D>光谱。结果表明，我们<3D>的光谱可以顺利地连接到他们的一维对应在较高和较低的Teff的3D效果是小的。提供分析功能，以便将光谱确定的一维有效温度和表面重力转换为三维大气参数。我们应用我们的改进模型，以及研究的光谱数据集从斯隆数字巡天和白矮星目录。我们确认，所谓的高对数g的问题是不存在的，当采用<3D>光谱和问题是由不准确的一维混合长度的方法。具有辐射和对流大气层的白矮星的平均质量在~0.01 Msun范围内是相同的，这与我们对恒星演化的理解更加一致。此外，3D大气参数与独立的Teff和log g值从光度和视差测量更好地一致。
2013-09-04 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
Granulation properties of giants, dwarfs, and white dwarfs from the CIFIST 3D model atmosphere grid
用CO5BOLD代码和部分CIFIST网格计算的巨星、矮星和白矮星的三维模型大气已被用于光谱和星震研究。与现有的平面平行1D结构不同，这些模拟预测了空间和时间分辨的紧急强度，以便可以分析颗粒化，这为对流能量转移如何在恒星中运作提供了见解。CIFIST 3D模拟的大气参数范围很广（3600 < Teff（K）<13，000和1 < log g < 9），可以比较明显不同环境中的对流过程。我们发现，相对强度对比度与光球中的马赫数和佩克莱数都相关。颗粒的水平尺寸在局部压力标度高度的3倍和10倍之间变化，该因子与流动的马赫数之间具有紧密的相关性。假设对流巨星、矮星和白矮星的马赫数和佩克莱数范围相同，我们可以得出结论，光球对流在这些天体中的作用方式非常相似。
2013-07-10 astro-ph.SR
Convective Overshoot and Macroscopic Diffusion in Pure-Hydrogen Atmosphere White Dwarfs
我们提出了一个理论描述的宏观扩散所造成的对流过冲在纯氢DA白矮星使用三维（3D），闭底，辐射流体力学CO $^5$ BOLD模拟。我们依赖于一个新的网格的深3D白矮星模型在11400 K $\leq T_{\mathrm{eff}} \leq$ 18000 K的温度范围内，示踪粒子和示踪剂密度被用来获得宏观扩散系数驱动的对流过冲。这些扩散系数相比，从一维结构的微观扩散系数。我们发现，完全混合区域的质量很可能增加到2.5个数量级，而推断的吸积率增加了一个更温和的数量级。我们提出的证据表明，增加的沉降时间高达2个数量级是可以预期的，这是污染的白矮星的时间变化研究的意义。我们的网格还提供了最强大的约束对流不稳定性的发生在DA白矮星的有效温度范围从18000到18250 K。
2019-06-26 astro-ph.SR
Outer boundary conditions for evolving cool white dwarfs
白矮星的演化本质上是一个重力热冷却过程，对于冷的白矮星，它敏感地依赖于外边界条件的处理。我们提供了详细的外边界条件，适用于计算的演变冷白矮星采用详细的非灰色模型大气纯H成分。我们还探讨了冷白矮星大气中能量传递的不同假设对白矮星冷却时间的影响。详细的非灰色模型大气计算考虑到非理想效应的气体状态方程和化学平衡，碰撞诱导的吸收分子，和莱曼α准分子不透明度。我们的研究结果表明，使用详细的外边界条件变得相关的有效温度低于5800和6100 K的序列与0.60和0.90 M_sun，分别。详细的大气模型预测的年龄是约10%，在log L/L_sun=-4时，与使用类似爱丁顿近似在tau_Ross=2/3时得出的年龄相比，短。我们还分析了各种假设和物理过程的影响，相关的计算外边界条件。特别地，我们发现Ly_alpha红翼吸收对白矮星的演化没有实质性的影响。当T_eff <6000 K时，白矮星的冷却时间尺度对表面边界条件很敏感。有趣的是，在可观测的光度下，非灰色效应对这些冷却时间几乎没有影响。事实上，碰撞引起的吸收过程，这显着影响光谱和颜色的老白矮星与富氢的气氛，没有显着的影响，在其冷却速率，除了整个罗斯兰平均不透明度。
2012-09-11 astro-ph.SR
Electrical conductivity of plasmas of DB white dwarf atmospheres
本文计算了非理想、稠密、部分电离氦等离子体的静态电导率，给出了等离子体温度$1\cdot 10^{4}\textrm{K} \lesssim T \lesssim 1\cdot 10^{5}\textrm{K}$和质量密度$1 \times 10^{-6} \textrm{g}/\textrm{cm}^{3} \lesssim ρ\lesssim 2 \textrm{g}/\textrm{cm}^{3}$的变化范围。对于具有有效温度$1\cdot 10^{4}\textrm{K} \lesssim T_{eff} \lesssim 3\cdot 10^{4}\textrm{K}$的DB白矮星大气，在所考虑的等离子体参数范围内计算等离子体的电导率是有意义的。采用修正的无规相位近似和半经典方法计算了稠密、部分电离等离子体的电导率。结果进行了比较与现有的实验数据，包括与致密等离子体区域的结果。尽管实验数据的准确性不高，但与实验数据的一致性表明本文的结果是正确的。
2012-08-13 astro-ph.SR
SDSS J000555.90-100213.5: a hot, magnetic carbon-atmosphere WD rotating with a 2.1 day period
令人惊讶的是，大部分（70%）的热，碳占主导地位的大气（DQ）的白矮星是磁性和/或光度变化的短时间尺度上到1000秒。然而，在这里，我们表明，热DQ磁白矮星SDSS J000555.90-100213.5在较长的时间尺度上的光度变化为11%，周期为2.110 +/- 0.045天。我们没有发现目标在短时间尺度上以<+/-0.5%的幅度波动的证据。短周期热DQ白矮星被解释为非径向变率，但在SDSS J 0005 -1002的情况下，变率更可能是由于磁热DQ白矮星旋转造成的。我们建议，一些热DQ白矮星，在短时间尺度上变化，应该更仔细地检查，以确定是否是由于旋转，而不是脉动的变化。应监测所有热DQ的长周期调制，作为旋转和磁性的指标。
2013-05-09 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
A Massive Magnetic Helium Atmosphere White Dwarf Binary in a Young Star Cluster
我们已经在盖亚DR 2目录中搜索了年轻疏散星团方向上以前未知的热白矮星。这个实验的目的是尝试将初始-最终质量关系（IFMR）扩展到更高的质量，可能提供一个与目前认为大约1.38 M $_{\odot}$的拉塞卡极限的张力。我们在年轻的$\sim$星系团Messier 47（NGC 2422）的方向上发现了一颗特别有趣的白矮星。所有的盖亚指标（自行、视差、在盖亚颜色星等图中的位置）都表明它是星团的成员。它的光谱，从双子座南部获得，产生了一些异常：它是一个DB（富氦大气）白矮星，它有很大的磁场（2.5 MG），质量高（$\sim$ 1.06 M $_\odot$），它的颜色非常特殊-特别是红色的（$r$，$i$，$z$和$y$），这表明它有一个晚型伴星。这是唯一的磁化，分离的双星白矮星与任何已知的光谱类型的星团内或星团外的非简并伴星。如果白矮星是星团的一员，正如所有指标所显示的那样，它的前身质量略高于6 M $_\odot$。然而，它可能讲述了一个比IFMR更有趣的故事，一个关于恒星磁场，I型超新星和来自低质量恒星系统的引力波的起源。
2019-06-11 astro-ph.SR
Understanding the Oldest White Dwarfs: Atmospheres of Cool WDs as Extreme Physics Laboratories
对冷白矮星的大气进行可靠的建模，对于理解这些恒星的大气演化和精确的白矮星宇宙年代学至关重要。在过去的十年中，{ \it ab initio}模型进入了许多研究领域，并已成功地预测各种材料在极端条件下的性能。在许多情况下，所研究的物理机制很难甚至不可能通过实验方法获得，而第一性原理量子力学计算是唯一可用的研究工具。利用计算化学和物理学的现代方法，我们研究了富含氦的古老白矮星的大气层。这样的大气达到极端的流体密度（高达每厘米$^3$克），代表了高温高压物理和化学的优秀实验室。我们展示了在稠密氦中$\rm H^-$和$\rm C_2$的稳定性和不透明度的结果，以及我们的工作对理解冷白矮星的影响。
2010-10-08 astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci
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
Sunbathing under white light -- 3D modelling of brown dwarf - white dwarf atmospheres with strong UV irradiation
褐矮星的大气层靠近它们的母体白矮星，代表了一些已知的最极端的辐射环境。了解它们复杂的动力学机制推动了理论和建模工作的极限，使它们成为有价值的研究对象，以测试当代对辐照大气的理解。我们使用Exo-FMS GCM对棕矮星WD 0137 - 349 B、SDSS J141126.20+200911.1B和EPIC 212235321 B进行了模拟，首先耦合到多带灰色辐射传输方案，然后耦合到光谱相关k方案和高温不透明度表。然后，我们使用gCMCRT对GCM结果进行后处理，以与现有的观测数据进行比较。我们的GCM模型预测强烈的温度倒置的大气，跨越几十年的压力，由于紫外线波段加热的影响。对模型的后处理表明，GCM结果中的昼夜对比度太小。因此，我们认为，云粒子的形成以及大气阻力效应，如磁阻力是重要的考虑因素，在设置昼夜温度对比这些对象。
2022-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Nature of Ultracool White Dwarfs: Not so Cool Afterall
最近对SDSS足迹中100 pc白矮星样本的分析首次证明了赫兹-罗素图中存在一个定义良好的超冷-或红外-微弱-白矮星序列。在这里，我们利用这一发现将红外线微弱的白矮星样本放大了三倍。我们扩大我们的选择，以整个泛星调查的足迹，以及蒙特利尔白矮星数据库100个人电脑的样本，并确定37个候选人在光学强通量赤字。我们对其中的30个系统进行了后续的双子光谱测量，并确认它们都是红外微弱的白矮星。我们根据它们的颜色和大小确定了另外一组33个对象作为候选对象。我们提出了一个详细的模型大气分析的所有70个新发现的红外微弱白矮星连同35个以前已知的对象在文献中报道。我们讨论了模型大气的物理学，并表明，在我们的上一代模型大气中缺少的关键物理成分是高密度校正的氦-自由-自由吸收系数。与新的模型大气计算的目的，这种分析，我们现在得到显着更高的有效温度和更大的恒星质量，这些红外微弱的白矮星比Teff和M值在以前的分析报告，从而解决了二十年的老问题。特别是，我们在我们的样本中确定了一组超大质量的白矮星在德拜冷却阶段的恒星参数从来没有测量过。
2022-06-07 astro-ph.SR
Variability in Hot Carbon-Dominated Atmosphere (hot DQ) White Dwarfs: Rapid Rotation?
具有碳主导大气层的热白矮星（热DQ）是一类神秘的白矮星。除了缺乏氢和氦之外，这些恒星中的大多数都是高磁性的，并且很大一部分的光度变化很大。这种变化被归因于非径向脉动，但越来越多的数据使这种解释受到质疑。我们目前的短期变化在七个热DQ白矮星的研究。已知3个（SDSS J1426+5752、SDSS J2200-0741和SDSS J2348-0942）是可变的。它们的光度调制在至少两年的时间里是一致的，我们没有发现任何证据表明在不是谐波的频率上存在变化。我们提出了三个额外的热DQ（SDSS J 0236 -0734，SDSS J1402+3818和SDSS J1615+4543）的第一个时间序列测光;没有观察到变化，但信噪比低。最后，我们提出了SDSS J 0005 -1002的高速测光，已知表现出2.1 d的光度变化，我们没有观察到任何短期的变化。单周期性在脉动的白矮星中是罕见的，所以我们考虑光度变化是否是由于旋转而不是脉动;其他研究人员也提出了类似的假设。如果变化是由于旋转，那么热DQ白矮星作为一类包含许多快速旋转。由于这些恒星缺乏伴星，任何快速旋转的起源都不清楚-大质量祖星和双简并残余物都是可能的。最后，我们对未来的工作提出了建议，这些工作将最好地澄清这些罕见的，有趣的物体的性质。
2015-11-27 astro-ph.SR
NLTE model atmospheres for the hottest white dwarfs: Spectral analysis of the compact component in nova V4743 Sgr
在2002年9月爆发半年后，新星V4743 Sgr演变成天空中最明亮的超软X射线源，通量最大值约为30 A。我们计算了基于NLTE模型大气的合成能量分布网格（SED），用于分析最热的白矮星，并给出了V4743 Sgr的Chandra和XMM-牛顿光栅X射线谱的拟合结果。这颗新星在2003年4月左右达到最高有效温度（Teff = 740 +/-70 kK），并一直保持到2003年9月。我们的结论是，白矮星是巨大的，约1.1 - 1.2 Msun。爆发后的核燃烧阶段持续了2到2.5年，可能是经典新星的平均持续时间。V4743 Sgr的光球层严重缺碳（约太阳的5倍），富含氮和氧（> 5倍太阳）。特别是非常低的C/N比表明白矮星表面的物质经历了热核燃烧。因此，这颗新星保留了一些吸积的物质，并没有在爆发时将其全部喷出。从2003年3月到9月，氮的丰度急剧下降，可能在这个阶段已经有新的物质被吸积。
2010-06-15 astro-ph.SR
Radiative Levitation of Silicon in the Atmospheres of Two Hyades DA White Dwarfs
在两颗毕宿四白矮星WD 0421+162和WD 0431+126的表面存在硅元素，需要有机制来抵消向下扩散的影响。辐射悬浮计算表明，在WD 0431+126中观察到的硅丰度对应于辐射悬浮支持的丰度。考虑到辐射悬浮和吸积的详细的随时间变化的扩散计算表明，dM/dt（Si）< 1.00E4 g/s的吸积也可能存在，而不会破坏辐射悬浮所支持的丰度。在WD 0421+162的情况下，必须以dM/dt（Si）= 1.25E5 g/s的速率进行吸积，因为其观测到的硅丰度大于辐射悬浮支持的丰度。这个吸积速率低于吸积-扩散模型给出的吸积速率，因为辐射悬浮减慢了硅的向下扩散。在两颗毕宿白矮星中观测到的硅丰度不能仅仅用吸积来解释。对硅丰度的解释必须考虑到辐射悬浮和吸积之间的相互作用。
2013-10-23 astro-ph.SR
Extreme abundance ratios in the polluted atmosphere of the cool white dwarf NLTT19868
我们提出了一个新发现的冷，污染的白矮星NLTT 19868的中间色散光谱和光度数据的分析。在甚大望远镜（VLT）-Melipal上用X射线枪获得的光谱显示出钙的强谱线，以及镁、铝和铁的几条谱线。我们使用这些光谱和光学到近红外光谱能量分布约束NLTT 19868的大气参数。我们的分析表明，NLTT 19868相对于铝和钙是贫铁的。与其他冷的、被污染的白矮星的比较表明，在一个狭窄的温度范围内，Fe/Ca丰度比（Fe/Ca）的变化高达大约两个数量级，NLTT 19868处于Fe/Ca比值的一个极值，相反，NLTT 888处于另一个极值。样本显示了吸积物质成分的极端多样性：在NLTT 888的情况下，吸积物质的推断成分类似于富含铁的行星核心成分，而在NLTT 19868的情况下，它接近地幔或大块地球成分，随后在对流区底部进行化学分离。
2016-02-16 astro-ph.SR
Spectral Analyses Of The Hottest White Dwarfs: Grids Of Spectral Energy Distributions For Extremely Hot, Compact Stars In The Framework Of The Virtual Observatory
目前的X射线任务，如钱德拉和XMM-Newton，提供了对极热白矮星的高分辨率和高信噪比观测，例如新星的爆发光谱。他们的分析需要足够的非LTE模型大气。图宾根非LTE模型大气包TMAP可以计算这样的模型大气和光谱能量分布在一个高水平的复杂性。在虚拟天文台的框架内，德国天体物理虚拟天文台（GAVO）提供TheoSSA，这是一种虚拟天文台（VO）服务，可以轻松访问理论SED。我们提出了一个新的网格的SED，这是计算的参数范围内的新星和超软X射线源。
2010-11-16 astro-ph.SR
3D Model Atmospheres for Extremely Low-Mass White Dwarfs
我们提出了一个扩展网格的平均三维（3D）光谱的低质量，纯氢大气DA白矮星（WD）。我们使用CO 5 BOLD辐射流体动力学3D模拟，覆盖Teff = 6000- 11500 K和logg = 5-6.5（cgs单位），推导出解析函数，将光谱确定的1D温度和表面重力转换为3D大气参数。与先前公布的3D模型一起，1D到3D校正现在可用于基本上所有已知的对流DA WD（即，logg = 5-9）。对于低质量的WD，温度的修正相对较小（最多百分之几），但从3D模型测量的表面重力要低0.35 dex。我们重新审视了光谱分析的极低质量（ELM）WD，并表明，3D模型在很大程度上解决了在相对较冷的ELM WD在食双WD和WD +毫秒脉冲星双星系统的半径和质量测量的差异。我们还使用3D校正来修正ZZCeti不稳定带的边界，包括最近发现的ELM不稳定带。
2015-07-07 astro-ph.SR
Two white dwarfs with oxygen-rich atmospheres
质量在7- 10 Msun的恒星会以大质量的白矮星或弱的II型超新星的形式结束生命，而这两个通道的观测限制都很有限。在这里，我们报告的检测到两个白矮星与大光球氧丰度，这意味着他们是裸露的氧-氖核心，他们可能已经从最大的祖先，避免核心崩溃。
2009-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
An ultra-massive white dwarf with a mixed hydrogen-carbon atmosphere as a likely merger remnant
白矮星是致密的、冷却的恒星余烬，主要由碳和氧组成，或者在较高的初始恒星质量下由氧和氖（含百分之几的碳）组成。这些恒星核心被氦壳所包裹，而氦壳又通常被一层氢所包围，通常无法直接观察内部组成。然而，在相当大一部分白矮星的表面观察到了碳，有时还伴有微量的氧，人们认为碳是由一个深氦对流区从核心吹出来的。在这些物体中，只有微量的氢被发现，因为预计大量的氢会抑制包层内的氢/氦对流混合。我们报告了WDJ 055134.612 +413531.09的发现，这是一颗超大质量（1.14 $M_\odot$）白矮星，具有独特的氢/碳混合大气（C/H=0.15）。我们对包层和内部的分析表明，氢和氦的总质量分数必须比单颗恒星演化的预测低几个数量级：分别小于$10^{-9.5}$和$10^{-7.0}$。由于快速运动学（相对于当地标准的休息$129\pm5$公里/秒），大质量，和独特的信封组成，我们认为，WDJ 0551 +4135是一致的形成从两个白矮星合并在一个紧密的双星系统。
2020-02-28 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
Radiative Hydrodynamic Simulations of the Spectral Characteristics of Solar White-light Flares
作为太阳大气中最剧烈的活动之一，白光耀斑（WLF）通常以其增强的白光（或连续光）发射而闻名，其主要起源于太阳低层大气。然而，我们对白光发射是如何产生的知之甚少。在这项研究中，我们的目标是调查的连续在3600 ℃和4250 ℃的响应，以及H $α$和Ly $α$线在WLF模拟与辐射流体力学模拟。我们采用非热电子束作为两种不同初始大气中的WLF的能量源，并改变它们的参数。我们的结果表明，非热电子束加热的模型可以清楚地显示在3600 ℃和4250 ℃以及在H $α$和Ly $α$线的连续增强。较大的电子束通量、较小的谱指数或半影初始大气导致3600 nm、4250 nm和H $α$谱线上较强的发射增加。然而，对于Ly $α$线，它更优选地在具有较大的电子束光谱指数的安静太阳初始大气中增强。还值得注意的是，在3600 ° C和4250 ° C的连续谱和H $α$线在加热开始时表现出变暗，并且在加热函数的峰值时间之后达到其峰值发射，而Ly $α$线没有表现出这样的行为。这些结果可作为分析未来WLF观测的参考。
2020-07-20 astro-ph.SR
Time series photometry of the helium atmosphere pulsating white dwarf EC 04207-474
我们提出了71小时的高质量的时间序列CCD测光的氦大气脉动白矮星（DBV）EC 04207-4748的分析使用的设施在约翰山大学天文台在新西兰。测光数据集包括2011年3月至11月期间为期四周的观测。光变曲线的傅立叶分析清楚地证明了恒星中有四个独立的本征模，主模的周期为447秒。的光变曲线的变化表现出明显的非正弦形状，这导致显着的谐波的主频率出现在傅立叶变换。这些观测到的变化被解释在非线性贡献的能量通量传输通过地下对流区在恒星。我们使用Montgomery（2005）首次介绍的方法对这种机制进行建模，得出恒星的时间平均对流响应时间为tau_0 ~ 150 s，这与MLT/alpha参数值在0.8和1.2之间大致一致。本文认为，对于DBV辐射子，τ_0的测量值比光谱技术得到的值更能反映恒星表面的相对温度。
2014-12-18 astro-ph.SR
An aluminum/calcium-rich, iron-poor, white dwarf star: evidence for an extrasolar planetary lithosphere?
在白矮星的大气中存在比氦重的元素通常是目前或以前围绕这些恒星运行的岩石天体存在的标志。我们测量了氢大气层白矮星G149-28和NLTT 43806中各种元素的丰度。与其他大气层被重元素污染的白矮星相比，NLTT 43806富含铝，但相对缺乏铁。我们将NLTT 43806中Al和其他八种重元素的相对丰度与大块地球的元素组成、模拟的太阳系外岩石行星、太阳系陨石、其他受污染的白矮星的大气组成以及月球和地球的外层进行了比较。最好的协议被发现与一个模型，涉及到NLTT 43806上的地壳和上地幔物质的混合物吸积。这意味着NLTT 43806是由一个分化的岩石行星围绕的，也许与地球非常相似，它经历了一次碰撞，剥离了它的一些外层。
2011-07-12 astro-ph.SR
