The Puzzling White Dwarf Cooling Sequence in NGC6791: A Simple Solution
L. R. Bedin, M. Salaris, G. Piotto, S. Cassisi, A. P. Milone, J. Anderson, I. R. King
本文证明了NGC6791的白矮星冷却序列的光度函数中令人困惑的亮峰可以自然地解释，只要观测到的白矮星中有34%是WD+WD双星系统。
In this paper we demonstrate that the puzzling bright peak in the luminosity function of the white dwarf (WD) cooling sequence of NGC6791 can be naturally accounted for if ~34% of the observed WDs are WD+WD binary systems.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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A puzzling periodicity in the pulsating DA white dwarf G 117-B15A
本文报道了脉动氢气氛（DA）白矮星G117-B15 A的时间分辨分光光度法。我们发现三个周期的脉动频谱（215秒，272秒，和304秒），所有这些都已发现在早期的研究。通过比较模型的脉动振幅（色振幅）的分数波长依赖性，我们证实了以前的报告，最强的模式，在215秒，具有l=1。272 s模式的色振幅非常令人困惑，显示出分数振幅随波长的增加，这在任何l的光波长下都不能被模型再现。基于档案HST数据，我们表明，虽然在紫外波长的215秒模式的行为是预期的模型，奇怪的行为的272秒周期性不限于光学波长，因为它未能显示预期的增加分数振幅向较短的波长。我们讨论了272 s变化中发现的差异的可能原因，但发现所有这些都缺乏，并得出结论，这种周期性的性质仍然不清楚。
The puzzling properties of the Helium White Dwarf orbiting the millisecond pulsar PSR J1911-5958A in NGC 6752
我们使用ESO甚大望远镜拍摄的相位分辨高分辨率图像和低分辨率光谱，研究了银河系球状星团NGC 6752晕中毫秒脉冲星\psr（以下简称COM J 1911 $-$ 5958 A）的低质量氦白矮星伴星的性质。径向速度曲线证实\com是围绕脉冲星运行的，并允许导出与NGC 6752很好地一致的双星系统的系统速度。这强烈地表明，该系统是一个成员的集群，尽管它非常偏移的位置（$\sim 74$核心半径）相对于核心。对轨道倾角（$\gapp 70^\circ$）和脉冲星质量（$1.2-1.5 {\rm M_\odot}$）的约束来自COM J1911 $-$ 5958 A的质量比$M_{PSR}/M_{COM}= 7.49\pm0.64$和光度特性。B波段的光变曲线显示了两个不相等的增亮阶段（分别为$Δ$ mag $\sim 0.3$和0.2），位于接近正交线的位置，并叠加在几乎稳定的基线发射上：这一特征非常令人惊讶，需要进一步研究。
GALEX and Optical Light Curves of EF Eridanus During a Low State: the Puzzling Source of UV Light
低状态的光学测光的EF Eri在扩展的低吸积状态结合GALEX近，远紫外线时间分辨测光揭示了一个源的紫外线通量，这是远远大于基础的9500 K白矮星，这是高度调制的轨道周期。近紫外光变曲线和可见光变曲线可以用20，000K的光斑来模拟，但是没有光斑模型可以同时解释大幅度的FUV变化和SED。讨论了临边暗化、回旋加速器和磁白矮星模型在解释观测中的局限性。
Cool white dwarfs : cooling theory and Galactic implications
本文综述了近年来在暗白矮星模型大气和内部结构方面的进展。我们导出了一个冷却理论，它说明了各种物理过程对冷白矮星的能量收支和冷却历史的影响。我们特别考虑结晶时化学分馏的影响。这个过程虽然释放出少量的能量，但对低光度阶段的白矮星的冷却时间有很大影响。这修改了有史以来观测到的最微弱的白矮星ESO 439-26的年龄，并对白矮星演化的银河系意义、银河系盘的年龄和对晕质量的预期贡献产生了重要影响。我们简要地考虑其余的主要不确定性白矮星冷却理论。
Post nova white dwarf cooling in V1500 Cygni
我们利用天鹅座新星1975残骸中的辐射次级星作为冷却白矮星的探测器。在优合点，B波段的通量主要由次级恒星的辐射面决定。加热面产生取决于辐射源强度的轨道调制。我们证明了白矮星的冷却速率与Prialnik（1986）的理论模型是一致的。
The White Dwarf Cooling Age of the Open Cluster NGC 2420
我们已经使用了深HST WFPC 2观测NGC 2420中的两个字段，以产生一个集群CMD下降到V = 27。在施加形态选择标准后，我们在NGC 2420中发现了8个候选白矮星。我们的完整性估计表明，我们已经找到了WD冷却序列的终点。我们认为，簇距离模可能接近12.10，E（B-V）= 0.04。利用这些参数，我们发现NGC 2420的白矮星冷却年龄为2.0 +- 0.20（1 sigma）Gyrs。0.20 Gyr的不确定度包括测光误差、序列拟合误差、前兆时标误差和理论白矮星冷却时标误差。比较集群白矮星冷却年龄来自恒星等时线拟合的年龄，我们发现一个偏好的年龄来自模型，将对流过冲。
White dwarf atmosphere models with Ly-$α$ opacity in the analysis of the white dwarf cooling sequence of NGC 6397
本文讨论了带有$\rm α$远红翼不透明度的纯氢白矮星大气模型在球状星团NGC 6397的白矮星冷却序列分析中的重要性。我们最近改进的大气模型解释了先前丢失的Ly- $\rm α$氢谱线的不透明度，该谱线由于吸收氢原子与分子和原子氢的碰撞而加宽。这些模型是第一个很好地再现了冷白矮星的紫外线颜色和光谱能量分布与$T_{\rm eff}<6000 \rm K$在银河系盘观察。拟合观测到的$F814W$星等和$F606W-F814W$颜色，我们得到了一个真实距离模量值，$μ=12.00 \pm 0.02$，这与最近的分析一致。我们发现，在冷却序列的末尾的恒星似乎是$\rm \sim 160 K$冷却器时，模型占Ly- $\rm α$不透明度被使用。这表明NGC 6397的年龄是由白矮星冷却序列得出的，使用的大气模型不包括正确的Ly- $α$不透明度，$\sim 0.5$ Gyr低估了它的年龄。我们的分析表明，使用$\rm α$不透明度的白矮星大气模型对精确测定白矮星冷却序列中古老恒星的年龄是必要的。
The white dwarf cooling sequence in the old open cluster NGC 188
我们发展了老的疏散星团NGC 188的白矮星光度函数（LF），以便利用冷却序列的暗端来确定星团年龄的下限。为了产生一个广泛的冷却白矮星序列，我们在F555 W和F814 W过滤器中拍摄了星团中心的四个连续的HST-WFPC 2场。在对探测到的天体施加选择标准后，我们发现了一个白矮星冷却序列（低至V ~26.5），包括星团中的28个候选白矮星。暴露的深度不足以到达这个序列的末端，但是我们的分析结果使我们能够建立一个独立于适合集群关闭的等时线的集群年龄下限。发现的最古老的白矮星年龄约为4 Gyr，这一年龄完全取决于我们数据的光度极限。经典方法提供了1 ~7 Gyr的估计（Sarajedini等人，1999年）。
The white dwarf cooling sequence in NGC 6791
在古老的、人口稠密的、富含金属的疏散星团NGC 6791中，我们使用深空HST/ACS图像跟踪了白矮星冷却序列，直到m_F606 W ~28.5。白矮星的光度函数在m_F606 W ~27.4处有一个很好的峰，在色星等图上有一个向蓝色弯曲的峰。如果这个峰值对应于白矮星冷却序列的结束，与理论等时线的比较提供了一个年龄估计为2.4 Gyr，与主序列关闭推断的8- 9 Gyr形成鲜明对比。如果末端是在较暗的星等，在m_F606W~27.4处的峰值甚至更加神秘。我们讨论了可能的原因，没有一个令人信服。
The ages of very cool hydrogen-rich white dwarfs
白矮星的演化本质上是一个冷却过程，主要取决于储存在其简并核心中的能量和其外壳的透明度。在本文中，我们计算精确的冷却序列的碳-氧白矮星与氢占主导地位的气氛，为整个范围内的质量感兴趣。为了这个目的，我们使用最准确的物理输入的状态方程和不透明度的信封和热力学量的退化核心。我们还研究了计算冷却序列中的潜热的作用。我们提出单独的冷却序列中，相分离的碳-氧二元混合物结晶后的影响被忽略，并在冷却时间引入延迟时，这种机制是适当考虑，为了比较我们的结果与其他已发表的冷却序列，其中不包括治疗这种现象。我们发现，非常冷的白矮星与纯氢气氛的冷却年龄已被系统地低估了约1.5 Gyr在log（L/Lo）=-4.5，否则典型的0.6钼白矮星，当相分离被忽略。如果包括二元混合物的相分离，则冷却年龄进一步增加约10%。给出了几种颜色星等图中的冷却轨迹和冷却等时线。
Cooling sequences and color-magnitude diagrams for cool white dwarfs with hydrogen-atmospheres
我们提出了冷白矮星在纯氢气氛下到有效温度$\te=1500$ K的新的冷却序列、色-星等图和色-色图。我们包括一个更详细的治疗的物理完全电离的内部，特别是改进的热力学的量子，相对论性的电子-离子等离子体的温度依赖性的离子-离子和离子-电子的贡献的讨论。本计算还包括准确的边界条件之间的简并核心和最外层，以及更新的大气模型，包括H $_2$ -H $_2$诱导偶极吸收。我们研究的差异所产生的初始碳氧分布和核心包络$L$ - $T_c$关系的不确定性的恒星冷却时间。由于结晶诱导的化学分馏的最大时间延迟仍然很大，从0.5和1.2 $\msol$白矮星的$\sim 1.0$ Gyr到0.6到0.8 $\msol$白矮星的$\sim 1.5$ Gyr，即使有初始分层的组成剖面，在详细的白矮星冷却计算中也不能忽略。这些冷却序列为从观测特征中确定老的盘状或晕状富氢白矮星的质量和年龄，寻找或鉴别它们提供了理论支持。
Concerning the White Dwarf Cooling Age of M4: A Response to the Paper by De Marchi et al. on "A Different Interpretation of Recent HST Observations"
我们对De Marchi、Paresce、Straniero和Moroni（2003）关于M4的白矮星冷却年龄的论文做出了回应。作者质疑Hansen等人（2002）得出结论的数据分析和解释。在他们的论文中，De Marchi等人无法从相同的数据集获得与我们一样深的测光，因此断言只能获得这个大约9 Gyr的星团的白矮星冷却年龄的下限。在这篇简短的文章中，我们指出De Marchi等人的数据分析和还原技术的缺陷是导致他们无法达到我们研究报告的光度限制的原因。在即将发表的一篇论文中，我们展示了用白矮星测定年龄的完整技术，我们证明了他们拟合光度函数的方法给出了一个虚假的低白矮星冷却年龄。
From Young and Hot to Old and Cold: Comparing White Dwarf Cooling Theory to Main Sequence Stellar Evolution in Open Clusters
我探讨了目前的能力，白矮星冷却理论和恒星演化理论，以准确地确定恒星星族年龄比较使用这两种技术的疏散星团的年龄范围从0.1至4 Gyr。我发现白矮星和主序星演化年龄在整个年龄范围内，目前可供研究的协议。我还发现，直接比较主序关闭年龄的白矮星年龄是只有弱敏感的实际水平的错误，在集群的距离，金属丰度，和红化。白矮星和主序星年龄之间的额外详细比较有巨大的潜力来完善和校准这两个重要的时钟，我提出了新的模拟有前途的疏散星团目标。对这些白矮星研究最苛刻的要求是非常深（V > 25-28）的星团观测，这是最古老的白矮星的昏暗所必需的。
HST Observations of the White Dwarf Cooling Sequence of M4
我们详细研究了球状星团Messier 4的白矮星冷却序列。特别是，我们研究的各种系统的不确定性，观测和理论，从白矮星冷却序列的集群年龄的测定的影响。其中包括星系团距离的不确定性和视线上的灭绝，以及白矮星的质量、外壳和核心成分以及白矮星-主序星质量关系。我们发现，拟合完整的二维色星等图提供了一个更强大的方法来确定年龄比传统的方法拟合的一维白矮星光度函数。在考虑了各种不确定性之后，我们发现最佳拟合年龄为12.1 Gyr，95%下限为10.3 Gyr。我们还执行适合使用其他两套冷却模型从文献中。Chabrier等人（2000年）的模型产生了非常相似的结果，尽管Salaris等人（2000年）的模型没有提供同样好的拟合。我们的研究结果支持我们以前的决定之间的延迟形成的星系晕和恒星形成的银河系盘的发病。
Cooling Models for Old White Dwarfs
我们提出了一个新的白矮星冷却模型，它结合了一个精确的外边界条件的基础上新的不透明度和详细的辐射转移计算。我们发现，氦气氛矮星冷却速度比以前声称的要快得多，而旧的氢气氛矮星将显着偏离黑体外观。我们使用我们的新模型来推导银河系圆盘的年龄极限。我们发现，Liebert，Dahn和Monet（1988）的光度函数产生的年龄只有6 Gyr，如果它是完整的规定的限制。然而，单个矮星的年龄估计和Oswalt等人（1995）的光度函数都与\sim 11 Gyr的盘年龄相一致。我们也用我们的模型对星系晕中的白矮星暗物质进行了约束。我们发现，以前的尝试使用不充分的冷却模型过于严重，直接检测限允许晕，是11 Gyr岁。如果晕是由氦大气层的矮星组成，那么年龄下限只有7.5 Gyr。我们还论证了研究球状星团中白矮星冷却序列的重要性。
Calibration of White Dwarf cooling sequences: theoretical uncertainty
白矮星的光度是一个强有力的年龄指示器，它的校准应该基于可靠的模型。本文讨论了某些化学和物理参数的不确定性及其对用白矮星冷却序列估算年龄的影响。根据从零年龄水平分支开始计算的典型晕化学成分（Z=0.0001，Y=0.23）的祖先演化轨迹，得到了白矮星序列开始的模型。讨论了由于核反应速率、对流、质量损失和初始化学成分引起的不确定性。然后，在传导不透明性、离子-电子相互作用对自由能的贡献和微观扩散等输入物理条件的不同假设下，计算了一个典型质量为0.6 Mo的白矮星的各种冷却序列。最后给出了质量在0.5 ~ 0.9 Mo之间的白矮星的演化。人们花了很大的努力把状态方程推广到低温高密度区。本文分析了白矮星内部物理的最新进展。我们的结论是，在冷却序列的微弱端（log L/Lo=-5.5），目前的整体年龄不确定性为20%的顺序，这相当于约3 Gyr。我们认为，这种不确定性可以大大减少，通过提高我们的知识的导电不透明度（特别是在部分简并制度），并通过固定的内部分层的C和O。
The Temperature and Cooling Age of the White-Dwarf Companion to the Millisecond Pulsar PSR B1855+09
我们报告凯克和{ \em哈勃太空望远镜}观测的双毫秒脉冲星PSR B1855+09。我们探测到它的白矮星伴星，并测量了$\mv=25.90\pm0.12$和$\mi=24.19\pm0.11$（织女星系统）。从红化校正的颜色$(\mv-\mi)_0=1.06\pm0.21$，我们推断温度$\Teff=4800\pm800 $ K。白矮星的质量可以通过测量脉冲星信号$\Mcomp=0.258^{+0.028}_{-0.016} \Msun$的夏皮罗延迟来精确得知。因此，给定冷却模型，可以使用测量的温度来确定冷却年龄。这种低质量白矮星冷却模型的主要不确定性是剩余核燃烧的量，这是由氦核心周围的氢层厚度决定的。根据类似系统的性质，可以推断氦白矮星形成时有厚的氢层，质量为$\simgt3\times10^{-3} \Msun$，这会导致显著的额外加热。这与先前二元进化的简单进化模型的预期是一致的。然而，对于PSR B1855+09，这样的模型导致$\sim10 $ Gyr的冷却年龄，这是脉冲星自旋下降年龄的两倍。这可能是自旋下降的年龄是不正确的，这将使标准的真空偶极制动模型受到质疑。然而，对于另外两个脉冲星同伴，年龄远超过10 Gyr，这表明问题可能在于冷却模型。对于白矮星是由较薄的氢层（$\simlt3\times10^{-4} \Msun$）形成的模型，没有年龄上的差异。
The White Dwarf Cooling Sequence of NGC6397
我们提出的结果，深哈勃太空望远镜（HST）曝光附近的球状星团NGC 6397，集中注意力在集群的白矮星冷却序列。这个序列的深度超过5个星等，在F814 W =27.6等处有一个明显的截止。我们证明，使用人工恒星测试和背景星系的可探测性在较暗的幅度，截断是真实的，并代表截断的白矮星光度函数在这个集群。我们进行了详细的比较冷却模型和观测到的分布的白矮星的颜色和大小，考虑到距离的不确定性，消光，白矮星质量，祖寿命，双星和冷却模型的不确定性。在对这些变量进行边缘化后，我们得到了μ_0 = 12.02 \pm 0.06和T_c = 11.47 \pm 0.47 Gyr的聚类距离模量和年龄值（95%置信限）。我们推断的距离和白矮星的初始-最终质量关系与其他独立的测定结果吻合良好，星团年龄与先前使用主序关闭方法进行的测定结果一致，但更精确。特别是，在目前接受的ΛCDM宇宙学模型的背景下，这个年龄将NGC 6397的形成置于红移z=3，在宇宙学恒星形成率接近峰值的时候。
Axions and the cooling of white dwarf stars
白矮星是中低质量恒星生命的最终产物，它们的演化被描述为一个简单的冷却过程。最近，已经有可能以前所未有的精度确定它们的光度函数，即每单位体积和光度间隔的恒星数量。我们在这里表明，这个函数的明亮的分支的形状是唯一敏感的平均冷却速率的白矮星，我们建议使用这个属性来检查可能存在的轴子，一个建议，但尚未检测到弱相互作用粒子。我们的结果表明，在白矮星演化模型中加入轴子发射，显著地改善了理论计算与观测白矮星光度函数之间的一致性。当m_a为轴子质量，cos ^2 β为自由参数时，得到了最佳拟合。我们还表明，大于10毫电子伏的值显然被排除在外。现有的理论和观测的不确定性还不允许确认轴子的存在，但我们的结果清楚地表明，如果它们的质量是几个meV的顺序，白矮星光度函数是足够敏感，以检测它们的存在。
The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4
本文根据哈勃空间望远镜123轨道曝光量，给出了球状星团M4的白矮星序列，极限星等V = 30，I = 28。当I >25.5时，白矮星的光度函数会急剧上升，这与预期的爆发行为一致。M4的白矮星延伸到比本地银盘白矮星光度函数的峰值暗约2.5等。这表明银河系盘和晕状球状星团M4之间存在明显的年龄差异。使用相同的标准白矮星模型（Hansen 1999）来拟合每个光度函数，得出的盘的年龄为7.3 +/- 1.5 Gyr，M4的年龄为12.7 +/- 0.7 Gyr（2-sigma统计误差）。
The cooling of CO white dwarfs: influence of the internal chemical distribution
在本文中，我们计算详细的演化模型提供化学配置文件的白矮星的祖先的质量范围从1.0到$7 M_{\sun}$，我们研究的影响，这种配置文件在冷却过程中。结晶过程中碳氧分离过程的影响由于初始分层而减小，但它仍然是重要的，不能忽视。作为一个例子，Liebert等人（1988）和Oswalt等人（1996）的光度函数的最佳拟合给出了盘的年龄分别为9.3和11.0 Gyr，当考虑这种影响时，忽略它时只有8.3和10.0 Gyr。
Temperature and cooling age of the white dwarf companion of PSR J0218+4232
我们报告的Keck光学BVRI图像和光谱的同伴的二进制毫秒脉冲星PSR J 0218 +4232。在脉冲星位置观测到一个微弱的蓝色对应物（V=24.2，B-V=0.25）。这颗伴星的光谱显示出巴耳末线，证实它是一颗氦核白矮星。我们发现白矮星的温度为Teff=8060 ± 150 K。不幸的是，光谱的质量不足以对表面重力施加强有力的约束，尽管最佳拟合是低log g，因此质量较低（约0.2 Msun），正如预期的那样。我们比较预测的白矮星冷却年龄与脉冲星的特征年龄，并找到类似的值为白矮星质量为0.19至0.3兆太阳。这些质量意味着到系统的距离为2.5至4 kpc。光谱观测还使我们能够估计白矮星和脉冲星之间的质量比。我们发现q=7.5+-2.4，这与目前对毫秒矮星的白矮星伴星的认识是一致的。
Cooling curves and initial models for low-mass white dwarfs (<0.25 Msun) with helium core
本文详细计算了低质量氦白矮星的演化过程。这些白矮星（毫秒双星的光学伴星）是通过长期的低质量双星演化形成的。从洛希瓣脱离后，热氦核有一个相当厚的氢层，质量在0.01到0.06 $~M_\odot $之间。由于核心和外壳之间的混合，表面氢含量为0.5至0.35，取决于重元素（Z）的初始值和初始次级质量。我们发现，我们的计算模型的大多数经验一个或两个氢壳闪光。我们发现，氢壳层闪光发生的氦矮星的质量取决于化学成分。发生氢闪的最小氦白矮星质量为0.213 $~M_\odot $（Z=0.003）、0.198 $~M_\odot $（Z=0.01）、0.192 $~M_\odot $（Z=0.02）或0.183 $~M_\odot $（Z=0.03）。闪光的持续时间（与化学成分无关）在几个$\times 10^6 $年到几个$\times 10^7 $年之间。在几次闪光中，白矮星的半径会增加很多，迫使模型再次充满它的洛希瓣。我们的计算表明，氦白矮星的冷却历史与氢层的厚度密切相关。我们表明，从一个冷却白矮星与暂时稳定的氢燃烧壳的冷却白矮星，几乎所有的剩余氢都失去了在几个热闪光（通过罗氏瓣溢出）之间发生的过渡0.183-0.213 $~M_\odot $（取决于重元素值）。
The White Dwarf Cooling Age of M67
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜上的镶嵌成像仪（UHCam）对老疏散星团M67至$V = 25$的整个$23\arcmin$直径进行了深成像巡天。星团的色星等图（CMD）可以从它巨大分支$M_{V} = +1$的恒星向下追踪到至少像$M_{V} = 13.5$一样暗淡的主序星。光度如此低的恒星质量低于$0.15 M_{\odot}$。一个适度的白矮星（WD）冷却序列也被观察到开始比$M_V = 10$稍暗，并在背景星系和恒星场污染校正后，终止于$M_V = 14.6$附近。所观察到的WD非常密切地遵循$0.7 M_{\odot}$纯碳芯WD与富氢气氛（DA WD）的理论冷却顺序。对于这样的WD，$M_V$为14.6的冷却时间为4.3 Gyr，我们将其作为星团的WD冷却年龄。一组等时线与星系团CMD的拟合表明，其关闭年龄为4.0 Gyr。这些结果之间的良好的协议表明，从白矮星冷却得出的年龄应该被认为是可靠的，从其他测年技术。WD目前贡献了整个星系团质量的9%，但与星系团中观测到的巨星数量相比，所看到的数量似乎有点低。
Reaching the End of the White Dwarf Cooling Sequence in NGC 6791
我们对旧的疏散星团NGC 6791的白矮星序列进行了新的观测。先前在白矮星光度函数（WDLF）中观察到的较亮的峰值现在被更好地描绘出来，我们先前提出的第二个较暗的峰值现在被证实。仔细研究表明我们已经到达了白矮星序列的末端。在WDLF中产生两个峰值的WD在颜色-星等图中显示出明显的蓝色转向。WDs和主序中断的年龄之间的差异仍然存在，我们在WDLF的第二个峰中有一个额外的谜团。典型的WD模型似乎失败了-至少在~25%的水平-在再现年龄的集群，这种金属丰度。我们简要地讨论可能的方式到达理论上的理解WDLF。
Helium white dwarf in PSR J0751+1807; too cool, in PSR J1012+5307; too hot?
讨论了短轨道周期毫秒双星PSR J 0751 +1807和PSR J 1012 +5307中低质量氦核白矮星的冷却历史。Alberts等人估计的修正冷却年龄与PSR J1012+5307的年龄估计一致，消除了自旋下降年龄和冷却年龄之间的差异。然而，如果我们接受这个模型，那么脉冲双星系统PSR J 0751 +1807中的氦白矮星一定比观测到的要热得多。我们认为，这种差异可能会得到解决，如果在PSR J 0751 +1807中的二级恒星从其罗氏瓣脱离后，恒星由于脉冲星照射而失去了氢包层。当氢燃烧停止时，白矮星的冷却速度将比氢燃烧外壳的厚氢包层快得多。我们讨论了几种可能性来解释两个系统中白矮星不同的冷却历史。
White Dwarf cooling Sequences, II: luminosity functions
鉴于白矮星（WD）在现代天体物理学的许多领域中的重要性，精确了解相关理论预测的实际准确程度是一项首要任务。在一系列致力于WD结构和演化的建模的第一篇论文中，我们讨论了冷却序列的现有理论研究的局限性。在目前的工作中，我们扩展这种分析属于老恒星系统，如球状星团或旧盘星团的WD的等时线和光度函数。讨论的重点是最常见的DA，那些与CO核心和H-丰富的信封。我们讨论，特别是，来自所观察到的WD序列的年龄的变化所造成的不同假设的导电不透明度，以及通过改变核心中的碳丰度引起的。前者导致全球不确定性约为10%，后者约为5%。我们讨论了不同的选择的初始到最终的质量关系，这导致GC年龄估计的不确定性为8%。
Ionisation Structure in Accretion Shocks with a Composite Cooling Function
我们已经调查了电离结构的磁激变变量使用的分析密度和温度结构模型中，由于韧致辐射和回旋冷却的影响被认为是冲击后的区域。我们发现，在大多数的冲击加热区域，H-和He-样线的重元素发射，碰撞电离和电晕条件近似是合理的。我们已经计算出的线发射率和离子化配置文件的铁作为一个功能的高度内的后冲击流。对于低质量的白矮星，线发射发生在激波附近。对于高质量的白矮星，大部分的线辐射发生在激波下方的区域，因此对激波温度的敏感性较低。因此，谱线比对于确定低质量白矮星的白矮星质量是有用的，但是当白矮星质量很大时，这种方法就不那么可靠了。然而，线谱可用于绘制激波后吸积流的流体动力学结构。
Gravitational Settling of ^{22}Ne in Liquid White Dwarf Interiors--Cooling and Seismological Effects
我们评估了微量元素^{22}Ne对液态C/O白矮星（WD）的冷却和地震学的影响。由于该元素的中子过剩，其随着液体WD冷却而朝向内部下沉。随后释放的重力能使WD完全结晶时的冷却速度减慢0.25- 1.6 Gyrs，这取决于WD的质量和采用的沉积速率。这些效应会使大质量的WD或那些富含金属的星团（如NGC 6791）看起来比它们的真实年龄年轻。我们的扩散计算表明，^{22}Ne的质量分数在结晶核心实际上增加向外。这种配置的稳定性尚未确定。在液态下，沉淀的^{22}Ne增强了内部的内部浮力，并使高径向阶g模的周期改变了约1%。虽然是一个小的调整，但这种变化程度远远超过了周期测量的准确性。对特定WD的模式频率进行全面评估和比较，应有助于限制液体内部仍不确定的^{22}Ne扩散系数。
Evolutionary Models of White Dwarfs with Helium Cores
我们提出了七个低质量的白矮星与氦核心的演化轨迹，质量范围从0.179到0.414 Msol。我们通过在适当的位置应用高质量损失率，从1 Msol序列延伸到红巨星分支的尖端产生了前白矮星模型，我们讨论了这些新模型的内部结构和冷却特性，并将它们与最近发表的低-低温模型进行了比较。大质量白矮星，它们是基于简化的初始配置。我们还证明，我们的新模型似乎消除了毫秒双星的特征年龄和它们的白矮星同伴的冷却年龄之间的明显差异。
He-detonation in sub-Chandrasekhar CO white dwarfs: a new insight into energetics and p-process nucleosynthesis
重新讨论了氦吸积的亚阿布拉塞卡质量的白矮星。使用扩展的反应网络的预测能量生产和特性的引爆层的影响进行了研究。它示出，所考虑的情况下，可以是一个$α$ P-过程的网站结合的P-过程，并与一个变种的RP-过程，我们称之为PN-过程。我们定义的条件下，导出的分布的p-核素在喷出物中的丰度，包括令人费解的轻钼和钌同位素，模仿太阳系之一。
Anomalous cooling of the massive white dwarf in U Geminorum following a narrow dwarf nova outburst
我们获得了哈勃GHRS中等分辨率（G160 M光栅）的相位分辨光谱观测的原型矮新星U双子座在矮新星平静，13天和61天后结束的一个狭窄的爆发。光谱波长范围集中在三个不同的谱线区域：NV（1238 nm，1242 nm），Si III（1300 nm）和He II（1640 nm）。所有的静态光谱在这两个时期的吸收线占主导地位，没有显示出发射功能。Si Ⅲ和He Ⅱ的吸收线速度随轨道相位的变化与白矮星的轨道运动一致，而N~V吸收线速度则与白矮星的轨道运动不一致。我们证实了我们以前报道的低白矮星旋转速度，V sin i= 100 km/s。我们得到一个白矮星轨道速度半振幅K_1 =107 km/s。利用Wade（1981）的γ速度，我们得到爱因斯坦红移为80.4 km/s，因此碳核白矮星的质量约为1.1 Msun。我们报告的第一次太阳下的化学丰度的C和Si的U宝石与C下降了0.05相对于太阳，几乎可以肯定的结果，由于热核处理的C耗尽。这种C-耗尽的框架内讨论了一个弱的TNR，污染的二次在共同的信封阶段，和混合的C-耗尽的白矮星气体与C-耗尽的物质沉积在矮新星事件。值得注意的是，这颗白矮星在爆发后13天的Teff只有32,000 K，比之前早期爆发后的测量值要低得多。在一个非常长的（210天）的静止，然后吸积到一个平衡冷却的退化广泛的冷却可以解释较低的Teff。
The energetics of crystallizing white dwarfs revisited again
白矮星的演化是一个冷却的过程，它取决于核心中储存的能量以及通过外壳传递的方式。在本文中，我们表明，尽管有一些（错误的）索赔，化学元素的重新分配，随后的C/O白矮星的结晶提供之间的10%和20%的总能量在结晶过程中释放，这取决于内部的化学成分，这是不可忽略的，在所有，鉴于目前的白矮星冷却理论的艺术状态。
Sinking of Ne-22 in Liquid White Dwarf Interiors
我们评估了微量元素Ne-22对液态C/O白矮星（WD）的冷却和地震学的影响。由于该元素的中子过剩，其随着液体WD冷却而朝向内部下沉。释放的引力能使WD的冷却速度减慢0.5-1.6 Gyr。此外，Ne-22丰度梯度在1%水平上改变了高径向阶g模的周期。
The Physics of crystallizing white dwarfs
白矮星可以作为银河系的计时器，因此，如果有好的理论模型来描述它们的冷却过程，就可以提供有关星系演化的重要信息。因此，人们自然会怀疑，是否所有的能量来源或汇都得到了正确的考虑。这些来源之一是白矮星在结晶时化学成分的部分分化。在本文中，我们使用一种新的形式主义，以表明，如果有一个重新分配的元素内部的恒星，有一个净释放的能量，必须辐射出去，减缓冷却速度的白矮星。
Modeling the Heating and Cooling of WZ Sagittae following the July 2001 Outburst
FUSE和HST/STIS光谱的矮新星WZ Sge，获得期间和之后的早期超级爆发的2001年7月超过20个月的时间跨度，监测变化的组成部分的系统在其不同的阶段。对数据的合成光谱拟合表明，对大约12，000 K的爆发的反应是冷却，从大约28，000 K下降到大约16，000 K。冷却时间尺度τ（白矮星温度过剩）在冷却期的早期大约为100天，在爆发后的第二年年底增加到大约850天。在目前的工作中，我们数值模拟的吸积加热和随后的冷却的白矮星在WZ Sge。最好的压缩加热模型拟合一个1.2 Msun的白矮星以9.E-9 Msun/年的速度吸积52天。然而，如果假设一个较低的质量吸积率或一个较低的白矮星质量，那么压缩加热单独不能解释观测到的温度下降，和其他加热源必须包括增加模型的温度到观测值。我们定量地检查边界层辐射作为这样一个额外的源的效果。
The Evolution of Helium White Dwarfs: Applications to Millisecond Pulsars
我们提出了一个网格的低质量的白矮星的氦核心的质量范围从0.179到0.414 M_太阳的演化轨迹。质量下限非常适合与毫秒双星（MSP）的白矮星同伴进行比较。由于残余核燃烧，推导出的冷却年龄为10^9年。冷却年龄是一致的MSP系统的年龄估计的基础上的恒星的自旋下降。例如，对于PSR 1012+5307系统，我们推导出白矮星冷却年龄为6 +/-1 Gyr，与自旋下降年龄7 Gyr非常一致。对于伴星质量，我们发现M=0.19 +/- 0.02 M_sun。我们还研究了其它MSP系统，只选择了已知年龄和/或质量的系统，用现有的演化模型确定了伴星白矮星的有效温度和表面重力。
Three-body crystallization diagrams and the cooling of white dwarfs
本文用密度泛函理论研究了白矮星内部C/O/Ne离子混合物的三体结晶图。结晶过程的描述比以前的计算更准确，在以前的计算中，三组分体系被视为有效的双组分混合物（Segretain等人，1994年）。蒸馏过程中，由于反结晶被发现只发生在结晶的后期阶段。起初，氖的存在只起次要作用，相图类似于纯碳-氧图。发现最终的相图显示出具有氖浓度$x_{Ne}=0.22$、碳浓度$x_{C}=0.78$和氧浓度$x_O=0$的共沸点，使得在蒸馏过程期间，流体结晶成纯的碳-碳固体。临界温度为$T_A=0.85\,T_C$，其中$T_C$为纯碳结晶温度。我们利用这个精确的相图计算了白矮星结晶过程中释放的总引力能和相关的时间延迟。最后得到$Δτ\approx 2.6$ Gyr，其中约20%是由蒸馏过程产生的。
Hubble Space Telescope Observations of White Dwarfs in the Globular Cluster M4
利用哈勃太空望远镜上的广角行星照相机2（WFPC 2），我们在M4（NGC 6121，C 1620-264）中发现了在球状星团中看到的第一个大范围的冷却白矮星序列。采用距离模（m-M）_V = 12.65，红化E（B-V）= 0.37，我们证明了该序列由质量为\sim 0.5 M_{\odot}的白矮星组成，其范围大于9 < M_U < 13。从目前的关闭到白矮星序列的总质量损失为0.31 M_{\odot}，平均质量的固有色散似乎< 0.05 M_{\odot}。白矮星冷却序列在星系团颜色-星等图中的位置和累积光度函数都证明了观测到的白矮星冷却序列的上三个星等的理论模型中物理学的基本正确性和完整性。要在冷却年龄超过\sim 3 \times 10^8年的球状星团中检验这一理论，需要更深入、更完整的数据。
The CFHT Open Star Cluster Survey. III. The White Dwarf Cooling Age of the Rich Open Star Cluster NGC 2099 (M37)
介绍了一个非常富的中等年龄（类似毕宿星团）疏散星团NGC 2099（M37）的深CCD测光。星系团的V，B-V色星等图（CMD）显示了一个非常好的填充和非常严格的限制，从关闭延伸超过12个星等的主序。这个星团的CFH 12 K光度计足够暗（V ~ 24.5），可以探测到I型SNe极限下最大质量的祖先星团恒星的残余。因此，星团的CMD也显示出一个明确的白矮星“团块”，这是由于这些恒星随着年龄的增长而冷却速度下降造成的，以及随后的空隙，其中只有很少的物体。白矮星光度函数的终止点（Mv = 11.95 +/- 0.30）给出了白矮星的冷却年龄为566 +/- 154/176 Myrs，这与主序关断等时线年龄（520 Myrs）非常吻合。通过仔细考虑错误，我们表明，冷却年龄证实，包括对流核心过冲的模型是首选的中间年龄的集群。通过将星团中的主序特征与毕宿星团的新基准主序相匹配，我们还得到了到NGC 2099的红化（E（B-V）= 0.21 +/- 0.03）和距离（（m-M）v = 11.55 +/- 0.13）。作为CFHT疏散星团巡天的一个延续部分，为了更好地理解疏散星团的动力学过程，我们还拟合了一个King模型来描述星团的密度分布，并研究了增加同心环时星团主序星的光度和质量函数.我们发现一些证据的质量隔离的边界内的NGC 2099预期集群的年龄相对于动力学年龄。目前的全球质量函数的集群…
Accreting White Dwarfs among the Planetary Nebulae Most Luminous in [O III]5007 Emission
我认为，一些最明亮的行星状星云（PN）实际上是原始PN，其中一颗伴星白矮星（WD）以相对较高的速率从爆炸星云的后渐近巨星分支星吸积质量。WD维持着持续的核燃烧并使星云电离。在年轻的恒星星族中，这些WD吸积系统只占[O III]发光PN的一小部分，但在年老的恒星星族中，这些双星可能占大部分甚至全部[O III]发光PN。这也许可以解释行星状星云光度函数在不同星系类型中令人困惑的恒定截止（最大）[O III]5007光度。
WZ Sge: HST Spectroscopy of the Cooling of the White Dwarf after the 2001 Outburst
在2001年7月爆发后，WZ Sge的紫外线通量缓慢下降到爆发前的水平。在这里，我们描述了新的1150-1710埃的HST/STIS光谱的WZ Sge获得2002年4月和2003年3月之间的下降。对这些数据和2001年秋季获得的光谱进行综合分析表明，如果log g=8.5，那么白矮星的温度从2001年10月的23，400 K下降到17个月后的15，900 K。2003年3月的紫外线通量仍然比爆发前测量的高2.4倍，因此系统仍在从爆发中恢复。在此期间，光谱的形状和来自系统的通量与log g=8.5，0.9太阳质量的白矮星在天体测量确定的距离WZ Sge一致。虽然2001年9月的光谱类似于温度为28，200 K的白矮星，但隐含的半径小于其余观测结果。如果整个白矮星在2001年9月都是可见的，那么要么是第二个组成部分，如盘发射，扭曲了光谱，或者更有可能的是，当时白矮星光球上的温度并不均匀。WZ Sge光谱中的金属线随时间的推移而减弱。模型拟合允许物质沿着视线到达白矮星光球层，这比假设所有的视线都来自光球层的模型有了实质性的改进。这就避免了解释光球层中非常不寻常的丰度比的需要，并使白矮星旋转速率的测定复杂化。
On the white dwarf cooling sequence of the globular cluster Omega Centauri
我们提出了深和精确的测光（F435，F625 W，F658 N）的欧米茄岑收集与先进相机的调查（ACS）上的哈勃太空望远镜（HST）。我们已经确定了约6,500颗白矮星（WD）候选者，并且发现WD和主序星（MS）数量的比率至少比CO核心WD冷却和MS寿命的比率大两倍。这种差异不能用氦增强的恒星星族的可能发生来解释，因为当从典型的（Y=0.25）到氦增强的组成（Y=0.42）变化时，MS的寿命变化只有15%。一些氦核WD的存在似乎能够解释观测到的恒星数。所需的He WD的分数范围从10%到80%，取决于它们的平均质量，并且它至少比现场WD大五倍。理论和观测之间的色幅图的比较也支持He WD的存在。经验证据表明，He WD已经在拥有大量极端水平分支恒星样本的恒星系统中被检测到，这表明一部分红巨星可能会避免He核心闪光。
The evolution of helium white dwarfs: III. On the ages of millisecond pulsar systems
我们采用最近计算的演化白矮星模型与氦核心，补充了较重的模型与碳氧核心，为了研究毫秒脉冲星系统的年龄的基础上的冷却性能的紧凑的同伴。与更大质量的白矮星的行为相反，低质量白矮星模型的进化速度因持续的氢燃烧而大大减慢。通过比较这些模型的冷却年龄与那些系统的致密同伴的合理信息的自旋下降年龄，我们发现这两个年龄之间有很好的对应关系。基于这些模型，似乎没有必要对毫秒双星的时间演化进行任何修正。
Evolutionary and pulsational properties of low-mass white dwarf stars with oxygen cores resulting from close binary evolution
本工作旨在探索具有碳/氧核的低质量白矮星的演化和脉动性质。特别是，我们遵循一个0.33 Msun的白矮星遗迹的演化与核燃烧，元素扩散和历史的白矮星祖先的预测在一个自洽的方式。注意力集中在发生氢壳闪光引起的扩散过程中的冷却阶段。通过计算一颗初始质量为2.5 Msun的Pop. I星和一颗质量为1.25 Msun的伴星的保守双星演化，充分解释了白矮星形成前的演化阶段。进化被跟踪到位于白矮星冷却分支上的鲸鱼座ZZ恒星的区域。我们发现，化学扩散诱导发生额外的氢热核闪光，导致恒星模型与薄氢信封。因此，在进化的高级阶段会遇到快速冷却。此外，我们还探讨了由此产生的白矮星模型的绝热脉动性质。与氦核相比，低质量氧核白矮星的脉动光谱特征更明显，如果低质量白矮星确实被发现作为ZZ Cetti型变星脉动，这一点最终可以用来区分这两种类型的恒星。最后，我们对得到的碳/氧低质量白矮星模型进行了非绝热脉动分析。
Isochrones and Luminosity Functions for Old White Dwarfs
利用一个新的冷却白矮星模型网格，我们计算了含有老白矮星的系统在Johnson-Kron/Tuberins和HST滤波器组中的等时线和光度函数。这些新的模型包含了一个非灰色的大气层，这对于正确描述老白矮星在低温下分子不透明度的影响是必要的。各种函数的计算和广泛的制表和绘图是为了尽可能实用的观察者，所以所有的结果都列在观察者将获得的数量。这些表格和图表最终将被证明是解释哈勃空间望远镜对附近球状星团中最古老的白矮星的高级相机观测结果的关键，在理解星系晕中寻找古老的白矮星的结果，以及在使用白矮星确定所有年龄的星团的年龄方面。作为一个实际应用，我们证明了这些结果的使用推导的老星系团M67的白矮星冷却年龄。
White Dwarfs in GALEX Survey
我们将2dF类星体红移巡天（2QZ）白矮星星表与GALEX第二次数据发布和斯隆数字巡天（SDSS）第五次数据发布进行了交叉相关，获得了大约700个天体的紫外测光（FUV，NUV）和大约800个天体的光学测光（ugriz）。我们已经比较了光学紫外线的颜色合成白矮星的颜色，以获得温度估计约250这些对象。这些白矮星的有效温度范围从10 000 K（冷却年龄约为1吉）到约40 000 K（冷却年龄约为3万年），其中少数白矮星的温度甚至更高。我们发现，区分白矮星从其他恒星光度类的光学和紫外线的颜色是必要的，特别是对于较热的对象，有污染的B和O主序星。利用这个样本，我们建立了M_V < 12等的DA白矮星的光度函数。
Contribution of brown dwarfs and white dwarfs to recent microlensing observations and to the halo mass budget
我们研究了最近的结果，对大麦云（Alcock等，1996年）在晕褐矮星或白矮星人口的合作。大多数微透镜事件是由于棕矮星的可能性是完全排除了大尺度运动学特性。在最近的白矮星冷却理论（Segretain et al. 1994）的背景下，详细研究了白矮星的情况，该理论明确地包括了由于结晶时碳-氧的分化和随后的德拜冷却而产生的额外能量来源。我们发现，观测约束所产生的高速白矮星在太阳附近的光度函数和最近的HST深场计数是一致的白矮星贡献的晕失踪质量高达50%，提供i）IMF强烈的峰值约1.7 Msol和ii）晕年龄大于18 Gyr。
The age and colors of massive white dwarf stars
我们目前的演化计算和颜色的大规模白矮星与氧氖核心的质量之间的1.06和1.28钼。计算的演化阶段涵盖了从log（L/Lo）约。0.5下降到-5.2我们的冷却序列是基于进化计算，考虑到化学成分预期从大规模的白矮星的祖先，燃烧碳在部分简并条件。使用详细的非灰色模型大气为我们提供了准确的外边界条件，我们不断发展的模型在低有效温度。我们检查我们的序列的冷却年龄，颜色和幅度。我们发现，大质量白矮星的特征是年龄非常短，以至于它们在远低于10 Gyr的年龄时达到颜色的关闭并变成蓝色。大质量白矮星，可从我们的网站，也提出了广泛的表格。
WD0433+270: an old Hyades stream member or an Fe-core white dwarf?
G39 - 27/289是一对常见的自行双星，由一颗白矮星（WD 0433 + 270）和一颗主序星（BD +26 730）组成，后者显然被归类为毕宿疏散星团的成员。以前对白矮星成分的研究得出的冷却时间为~4 Gyr。虽然以前没有明确指出，但这个结果比毕宿星团的年龄大6倍，从而引起了白矮星物理学和星团主序星拟合之间的明显冲突。我们调查了这个系统是否属于毕宿星团，并据此对白矮星成员的性质给出了一个合理的解释。从运动学和化学成分的考虑，我们认为该系统是毕宿星团的前成员，因此与毕宿星团有着进化上的联系，然而，证据并不是决定性的。关于白矮星组分的性质，我们发现两个核心组成（C/O和Fe）与观测到的有效温度和半径是相容的。这些组合物产生非常不同的冷却时间，分别为~4Gyr和~1Gyr。我们区分两种可能的情况。如果这对天体不属于毕宿星团，而只属于毕宿星流，这将表明这条流包含相当古老的天体，并且肯定不会与星团同生。这对银河系动力学有着有趣的影响。相反，如果白矮星有一个铁核，它将有一个与毕宿星年龄相适应的冷却时间。这是一个诱人的结果，将对白矮星的热核爆炸和简并核的爆炸理论产生影响。
The contribution of Oxygen-Neon white dwarfs to the MACHO content of the Galactic Halo
对大麦云云（LMC）微透镜效应的解释仍然存在争议。人们提出白矮星来解释这些结果，因此对我们银河系的质量预算做出了重大贡献。然而，常规碳氧白矮星所扮演的角色存在一些限制。大质量白矮星被认为是由氧和氖的混合物组成的。相应地，它们的冷却速度比典型的碳氧白矮星要快，并且在短时间内就消失不见。因此，他们构成了一个很好的候选人解释微透镜的结果。在这里，我们详细研究这一假设，使用最新的和最新的冷却轨道的大规模白矮星和蒙特卡洛模拟器，考虑到最相关的银河输入。我们发现，氧-氖白矮星不能占大麦哲伦星云微透镜深度的很大一部分，独立于所采用的初始质量函数，虽然一些微透镜事件可能是由于氧-氖白矮星。白矮星的数量对星系晕质量的贡献最多为5%。
White dwarf cooling and large extra dimensions
具有大额外维度的基本相互作用理论最近变得非常流行。来自太阳、红巨星和SN 1987 a的天体物理边界已经由其他作者为Arkani-Hamed、Dimopoulos和Dvali提出的理论推导出来。在本文中，我们考虑G117-B15 A脉动白矮星（鲸鱼座ZZ星），其长期率的基本模式的周期增加已被精确测量，并声称，该模式的G117-B15 A可能是最稳定的振荡记录在光学波段。由于额外的能量损失通道（卡鲁扎-克莱因引力子）会加速冷却速率，因此人们能够利用上述稳定性来推导出具有大额外维度的理论的界限。在Arkani-Hamed，Dimopoulos和Dvali提出的大额外维理论的框架下，我们得到了比太阳和红巨星更严格的弦压缩尺度的下界.
Are strongly magnetized degenerate stars cooling by axion emission?
最近我们考虑了强磁场中的$B$过程作为一种新的轴子产生机制。在强磁化中子星的轴子光度小于中微子光度的条件下，得到了轴子电子耦合常数的束缚$g_{ae} \lsim 10^{-10}$。这个极限比Borisov和Grishina用同样的方法推导出的界限要弱得多。将类似的论点应用于磁性白矮星，我们得到了$g_{ae}\lsim 9 \cdot 10^{-13} (T/10^7)^{5/4} (B/10^{10})^{-2}$，其中$T$是白矮星的内部温度。在这里，我们注意到，所观察到的缺乏磁化白矮星与低温的银盘也可以解释为一个签名的轴子发射。此外，我们推测，轴子发射可以解释为什么假定的星系晕人口的白矮星是如此暗淡。
Analysis of White Dwarfs with Strange-Matter Cores
我们总结了质量和半径的一些白矮星的自行研究，依巴谷视差距离，有效温度，和二进制或光谱质量的组合推断。这些数据的一个令人困惑的特点是，有些恒星的半径似乎明显小于标准电子简并白矮星状态方程的预期半径。我们构造了一个固定有效质量下白矮星半径的投影，并得出结论：白矮星半径分布中至少存在双峰性的边缘证据。我们认为，如果这种紧凑的白矮星存在，它们不太可能包含一个铁的核心。我们提出了白矮星核心内的奇异夸克物质的替代方案。我们还讨论了所谓的色味锁定（CFL）状态的影响与颜色超导性的奇异物质的核心。我们表明，数据表现出几个功能符合预期的质量半径关系的奇怪的矮星。我们确定了八个附近的白矮星，这是奇怪的物质核心的可能候选人，并提出了这一假设的观测测试。
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