As they evolve, white dwarfs undergo major changes in surface composition, a phenomenon known as spectral evolution. In particular, some stars enter the cooling sequence with helium atmospheres (type DO) but eventually develop hydrogen atmospheres (type DA), most likely through the upward diffusion of residual hydrogen. Our empirical knowledge of this process remains scarce: the fractions of white dwarfs that are born helium-rich and that experience the DO-to-DA transformation are poorly constrained. We tackle this issue by performing a detailed model-atmosphere investigation of 1806 hot ($T_{\rm eff} \ge 30,000$ K) white dwarfs observed spectroscopically by the Sloan Digital Sky Survey. We first introduce our new generations of model atmospheres and theoretical cooling tracks, both appropriate for hot white dwarfs. We then present our spectroscopic analysis, from which we determine the atmospheric and stellar parameters of our sample objects. We find that $\sim$24% of white dwarfs begin their degenerate life as DO stars, among which $\sim$2/3 later become DA stars. We also infer that the DO-to-DA transition occurs at substantially different temperatures ($75,000 \ {\rm K} > T_{\rm eff} > 30,000$ K) for different objects, implying a broad range of hydrogen content within the DO population. Furthermore, we identify 127 hybrid white dwarfs, including 31 showing evidence of chemical stratification, and we discuss how these stars fit in our understanding of the spectral evolution. Finally, we uncover significant problems in the spectroscopic mass scale of very hot ($T_{\rm eff} > 60,000$ K) white dwarfs.

中文翻译：

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关于热白矮星的光谱演化。I. 来自 SDSS DR12 的热白矮星的详细模型大气分析

随着它们的演化，白矮星的表面成分会发生重大变化，这种现象被称为光谱演化。特别是，一些恒星以氦气氛（DO 型）进入冷却序列，但最终形成氢气氛（DA 型），最有可能是通过残余氢的向上扩散。我们对这个过程的经验知识仍然很少：出生时富含氦气并经历 DO 到 DA 转换的白矮星的比例很少受到限制。我们通过对斯隆数字巡天系统以光谱方式观测到的 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。我们首先介绍我们新一代的模型大气和理论冷却轨道，它们都适用于热白矮星。然后我们展示了我们的光谱分析，从中我们确定了我们样本物体的大气和恒星参数。我们发现 $\sim$24% 的白矮星以 DO 星开始退化生命，其中 $\sim$2/3 后来成为 DA 星。我们还推断，对于不同的物体，DO 到 DA 的转变发生在完全不同的温度下（$75,000 \ {\rm K} > T_{\rm eff} > 30,000 $ K），这意味着 DO 中的氢含量范围很广人口。此外，我们确定了 127 颗混合白矮星，其中 31 颗显示出化学分层的证据，并讨论了这些恒星如何符合我们对光谱演化的理解。最后，我们发现了非常热（$T_{\rm eff} > 60,000 $ K）白矮星的光谱质量尺度中的重大问题。我们从中可以确定样本对象的大气和恒星参数。我们发现 $\sim$24% 的白矮星以 DO 星开始退化生命，其中 $\sim$2/3 后来成为 DA 星。我们还推断，对于不同的物体，DO 到 DA 的转变发生在完全不同的温度下（$75,000 \ {\rm K} > T_{\rm eff} > 30,000 $ K），这意味着 DO 中的氢含量范围很广人口。此外，我们确定了 127 颗混合白矮星，其中 31 颗显示出化学分层的证据，并讨论了这些恒星如何符合我们对光谱演化的理解。最后，我们发现了非常热（$T_{\rm eff} > 60,000 $ K）白矮星的光谱质量尺度的重大问题。我们从中可以确定样本对象的大气和恒星参数。我们发现 $\sim$24% 的白矮星以 DO 星开始退化生命，其中 $\sim$2/3 后来成为 DA 星。我们还推断，对于不同的物体，DO 到 DA 的转变发生在完全不同的温度下（$75,000 \ {\rm K} > T_{\rm eff} > 30,000 $ K），这意味着 DO 中的氢含量范围很广人口。此外，我们确定了 127 颗混合白矮星，其中 31 颗显示出化学分层的证据，并讨论了这些恒星如何符合我们对光谱演化的理解。最后，我们发现了非常热（$T_{\rm eff} > 60,000 $ K）白矮星的光谱质量尺度中的重大问题。我们发现 $\sim$24% 的白矮星以 DO 星开始退化生命，其中 $\sim$2/3 后来成为 DA 星。我们还推断，对于不同的物体，DO 到 DA 的转变发生在完全不同的温度下（$75,000 \ {\rm K} > T_{\rm eff} > 30,000 $ K），这意味着 DO 中的氢含量范围很广人口。此外，我们确定了 127 颗混合白矮星，其中 31 颗显示出化学分层的证据，并讨论了这些恒星如何符合我们对光谱演化的理解。最后，我们发现了非常热（$T_{\rm eff} > 60,000 $ K）白矮星的光谱质量尺度的重大问题。我们发现 $\sim$24% 的白矮星以 DO 星开始退化生命，其中 $\sim$2/3 后来成为 DA 星。我们还推断，对于不同的物体，DO 到 DA 的转变发生在完全不同的温度（$75,000 \ {\rm K} > T_{\rm eff} > 30,000 $ K），这意味着 DO 中的氢含量范围很广人口。此外，我们确定了 127 颗混合白矮星，其中 31 颗显示出化学分层的证据，并讨论了这些恒星如何符合我们对光谱演化的理解。最后，我们发现了非常热（$T_{\rm eff} > 60,000 $ K）白矮星的光谱质量尺度的重大问题。000 \ {\rm K} > T_{\rm eff} > 30,000$ K) 对于不同的物体，这意味着 DO 群体中的氢含量范围很广。此外，我们确定了 127 颗混合白矮星，其中 31 颗显示出化学分层的证据，并讨论了这些恒星如何符合我们对光谱演化的理解。最后，我们发现了非常热（$T_{\rm eff} > 60,000 $ K）白矮星的光谱质量尺度的重大问题。000 \ {\rm K} > T_{\rm eff} > 30,000$ K) 对于不同的物体，这意味着 DO 群体中的氢含量范围很广。此外，我们确定了 127 颗混合白矮星，其中 31 颗显示出化学分层的证据，并讨论了这些恒星如何符合我们对光谱演化的理解。最后，我们发现了非常热（$T_{\rm eff} > 60,000 $ K）白矮星的光谱质量尺度的重大问题。