Gemini spectra of 12000K white dwarf stars
本文报道了用8米双子座北望望远镜GMOS摄谱仪获得的四颗DA白矮星的信噪比SNR ~ 100的光谱。这些恒星的质量为18<g<19，Teff约为12000 K，氢线接近最大值。我们的目的是检验由斯隆数字巡天获得的相对低的信噪比（<SNR>~ 21）光谱通过模式大气拟合得到的有效温度和表面重力是否可信。我们的光谱范围从3800 A到6000 A，因此包括H β到H9。H8线在SDSS光谱中仅少量存在，但对确定重力至关重要。当我们将Kleinman等人（2004）和Eisenstein等人（2006）发表的值与我们的线剖面（LPT）拟合进行比较时，平均差异为：Δ Teff ~ 320 K，SDSS中系统性较低，Δ log g ~ 0.24 dex，SDSS中系统性较大。重力和有效温度之间的相关性只有在波长蓝于3800埃时才能被打破。Teff的不确定性比Kleinman等人（2004）和Eisenstein等人（2006）的内部不确定性大60%，log g大4倍。
2006-10-11 astro-ph
Gravitational waves from double white dwarfs
双白矮星可能是OMEGA和LISA等天基引力波探测器的重要来源。我们利用粒子数合成方法预测了银河系中双白矮星的当前粒子数以及由此产生的引力波。我们模拟了积分时间为10^6 s的观测的详细功率谱。在低于~3 mHz的频率下，混淆有限噪声占主导地位。在更高的频率下，几千个双白矮星被单独分辨出来。在我们的计算中，包括含有中子星和黑洞的致密双星，产生了另外几百个可分辨的双星和几十个可以在低频下检测到的双白矮星噪声。我们发现一颗白矮星将物质转移到另一颗白矮星的双星是罕见的，因此对于引力波探测器来说并不重要。我们讨论了不确定性，并与其他作者的结果进行比较。
1999-03-17 astro-ph
Exploring uncharted territory in particles physics using pulsating white dwarfs: Prospects
脉动的白矮星，特别是DBV，可以作为实验室来研究难以捉摸的粒子，如等离子体中微子和轴子。在DBV的简并内部，等离子体衰变是主要的中微子产生过程。我们可以用星震学测量中微子光度，并限制等离子体中微子速率。以同样的方式，我们可以测量由于其他弱相互作用粒子（如轴子）而导致的任何额外的能量损失。取决于它们的质量（理论上很大程度上不受约束），轴子也可能是DAVs能量损失的重要来源。我们正在研究可观测量的不确定性是什么，以及什么质量和温度范围可以使它们最小化。
2005-10-04 astro-ph
White dwarf masses derived from planetary nebulae modelling
我们比较了行星状星云（CSPN）和它们的后代白矮星（WD）中心恒星的质量分布。我们使用动力学方法测量质量的不确定性为0.02 M $_\odot$。CSPN质量分布在$0.61 \rm M_\odot$处达到峰值。WD分布在较低质量（$0.58 \rm M_\odot$）处达到峰值，并显示出更宽的质量范围。一些差异可以解释，如果早期后AGB的演变比Blöcker轨道预测的更快。由于质量太低，30%至50%的WD可能会避免PN阶段。然而，不能完全解决的差异和WD质量分布可能已经扩大了观测或模型的不确定性。
2007-04-04 astro-ph
The white dwarf luminosity function. I. Statistical errors and alternatives
多年来，已经提出了几种方法来计算星系光度函数，从最简单的方法-计算给定体积内的样本对象-到非常复杂的方法-如C方法，STY方法或Choloniewski方法等。然而，在计算白矮星光度函数时，通常只采用V/Vmax方法，其他方法还没有应用到光谱鉴定的白矮星观测样品中。此外，白矮星光度函数的统计意义也很少受到关注，仍然需要做深入的研究。在本文中，我们研究，使用受控的合成样本的白矮星产生的Monte Carlo模拟器，这是统计意义的白矮星光度函数和预期的偏差。我们还提出了计算白矮星光度函数的不同估计之间的比较。我们发现，对于足够大的样本量的V/Vmax方法提供了一个可靠的表征的白矮星光度函数，只要输入的样品是精心挑选的。特别是V/Vmax方法能很好地恢复白矮星光度函数的截止点位置。然而，这种方法被证明是不太强大的Choloniewski方法时，考虑到可能的不完整性的样本。我们还发现，Choloniewski方法在估计白矮星的整体密度方面比V/Vmax方法表现得更好，但错过了白矮星光度函数截止的确切位置。
2006-03-22 astro-ph
A Comparative Study of the Mass Distribution of Extreme Ultraviolet-Selected White Dwarfs
我们提出了新的测定有效温度，表面重力，和质量的样品46热DA白矮星从EUVE和ROSAT宽视场相机亮源列表中选择的过程中的近红外调查低质量的同伴。我们的分析，氢NLTE模型大气的基础上，提供了一个地图的LTE校正矢量，它允许与以前的LTE研究进行彻底的比较。我们发现以前的研究低估了系统误差和观测散射在确定白矮星参数通过拟合模型大气。极热或低质量白矮星的结构敏感地依赖于它们的历史。因此，为了计算白矮星的质量，我们使用理论上的质量-半径关系，该关系考虑了从主序星的完整演化。我们发现我们的白矮星样本的峰值质量为0.59太阳质量，与以前的分析结果一致。然而，我们没有证实先前两次分析中报告的峰质量随温度变化的趋势。类似于其他EUV选择的样品，我们注意到缺乏低质量的白矮星，和大部分的大质量白矮星。只有一个可能有氦核。虽然我们的样本中缺乏氦白矮星可以很容易地从它们的高冷却速率中理解，因此在我们的温度范围内检测概率很低，但这不足以解释大部分大质量白矮星。这一特征很可能是由于极紫外选定样品中的星际吸收导致低质量白矮星的相对样品体积减少。
1999-01-04 astro-ph
The white dwarf revealed in the intermediate polar V709 Cassiopeiae
结果是从最近确定的中间极性RXJ0028.8+5917/V709 Cas的第一个详细的光谱观测。对发射线径向速度的研究使我们能够消除轨道周期不同别名的不确定性，并发现最佳值为（0.2225 +/- 0.0002）天。该系统对Balmer系从H δ到H β都表现出明显的EW~（2-4）A，宽谱效应。这些广泛的反射被解释为底层白矮星大气的贡献。在~ 23 000 K的温度下，发现这些散射的特征与DA log（g）= 8的白矮星一致，贡献了~ 17%（在4500 A）的总通量。这是第一次在中间极地系统中直接探测到白矮星。没有显著的塞曼分裂表明磁场低于10 MG，这证实至少在某些情况下，中间极具有比极弱的场。不同的可能性进行了讨论，以解释的实质性贡献的白矮星的整体流量。
2001-06-01 astro-ph
The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields
弱磁场只在少数白矮星上被发现。目前的估计，白矮星的磁场超过1 MG的比例约为10%;根据先前的研究，这个数字在KG范围内增加到约25%。我们的目标是通过一个新的10颗白矮星的样本来改进统计，以确定磁场与无场白矮星的比率。平均纵向磁场强度是用VLT“Kueyen”8米望远镜的FORS 1摄谱仪对H β和H γ进行高精度圆偏振测定的。在我们的一个物体（LTT 7987）中，我们检测到一个统计上显著（97%置信水平）的纵向磁场，变化范围为（-1+-0.5 $）kG和（+1+-0.5）kG。这将是白矮星中发现的最弱的磁场，但在这种精度水平上，系统误差不能完全排除。我们还观测到了sdO星EC 11481 -2303，但没有探测到磁场。不确定性通常为1000 G或更小的VLT观测表明，15-20%的WD具有kG场。加上先前的研究，白矮星中的千吉级磁场的比例约为11- 15%，这接近目前对高磁白矮星（> 1 MG）的估计。
2006-11-13 astro-ph
Discovery of photospheric CaX emission lines in the far-UV spectrum of the hottest known white dwarf (KPD0005+5106)
我们首次在白矮星的远紫外光谱中发现了光球发射谱线。它们是在热（Teff~ 200，000 K）DO白矮星KPD 0005 +5106的远紫外光谱探测器光谱中发现的，它们来自极高电离的钙（CaX 1137，1159 Ang）。它们的光球起源证实了非LTE线形成计算。这是有史以来在恒星光球中观察到的任何元素的最高电离阶段。在任何热的白矮星或行星状星云的中心恒星中从未探测到钙。KPD 0005 +5106（1-10倍太阳）的钙丰度测定是困难的，因为线强度对目前有效温度和表面重力知识的不确定性相当敏感。我们讨论的可能性，钙丰度远低于预期的扩散/悬浮平衡理论。[WCE]型中心恒星NGC 2371也显示出相同的发射线。另一个CaX线对（1461，1504 Ang）可能出现在哈勃太空望远镜的PG 1159型中心恒星NGC 246的光谱中。
2008-11-11 astro-ph
The initial-final mass relationship from white dwarfs in common proper motion pairs
白矮星的初终质量关系在现代天体物理学的各个方面都具有重要的意义，但它的约束条件很差。从观测的角度来看，到目前为止，大多数研究都是使用疏散星团中的白矮星进行的。为了改进初末质量关系，我们探索了在常见自行对中研究白矮星时导出半经验关系的可能性。我们已经获得了所选的共同自行对的白矮星成员的长缝光谱，以及它们的同伴的高分辨率光谱。从这些观测结果中，对每个共同自行对的两个成员的全面分析得出了白矮星的初始质量和最终质量。这些观测使我们能够为白矮星提供最新的信息，因为其中一些被错误分类。这项工作是第一个使用共同的自行对，以改善初始和最终的质量关系，也允许覆盖探索不足的低质量域。与基于疏散星团中白矮星的研究一样，半经验数据的分布呈现出较大的分散性，这高于推导值的预期不确定性。这表明初始-最终质量关系可能不是单值函数。
2007-10-08 astro-ph
Cooling sequences and color-magnitude diagrams for cool white dwarfs with hydrogen-atmospheres
我们提出了冷白矮星在纯氢气氛下到有效温度$\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。
2000-06-26 astro-ph
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。
2009-01-12 astro-ph
A Comparative Study of Optical and Ultraviolet Effective Temperatures for DA White Dwarfs from the IUE Archive
我们提出了一个比较研究的有效温度确定的氢巴耳末线和紫外线能量分布的140 DA白矮星从IUE档案。我们的结果表明，大多数恒星的光学和紫外温度低于T~ 40，000 K和~75 pc的范围内是相当好的协议，考虑到不确定性。然而，在更高的温度和/或更大的距离，观察到显着的差异。几种机制进行了调查，以解释这些差异，包括星际变红的影响，在光球中的金属的存在，以及存在未解决的二元白矮星。我们的分析结果表明，波长相关的消光是最自然的解释所观察到的温度差异。我们还试图通过对复合模型光谱进行详尽的模拟来预测未解决的简并双星的光学和紫外温度的差异。根据这些模拟，然后我们讨论了一些已知的双退化，并确定新的候选人限制我们的分析，位于75 pc的星际红化的影响显着减少的恒星。
2007-06-20 astro-ph
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。
2002-09-03 astro-ph
Chemical Abundance Constraints on White Dwarfs as Halo Dark Matter
我们研究的化学丰度的限制人口的白矮星在我们的银河系的光环。我们的动机是星系晕中大质量致密晕天体（Machos）的微透镜证据，但我们的工作限制了光环中的白矮星，不管Machos是什么。我们专注于组成的物质，将喷出的白矮星形成，在喷出物的丰度模式强烈约束白矮星生产的情况。使用分析和数值化学演化模型，我们确认，非常强大的约束来自银河系波普II和河外碳丰度。我们还指出，根据恒星模型，显着的氮产生，而不是碳。来自C和N的组合约束从与Ly $α$森林中的低C和N丰度的比较中给出$Ω_{WD} h < 2 \times 10^{-4}$。然而，我们注意到，这些结果受到低金属丰度恒星核合成的不确定性。因此，我们调查额外的限制，从D和$^4$他，发现这些轻元素可以保持在观测范围内，只有$Ω_{WD} \la 0.003$和白矮星祖先的初始质量函数急剧达到峰值，在低质量（2 $M_\odot$）。最后，我们考虑一个银河风，这是必要的，以消除喷出物伴随着白矮星生产的星系。我们表明，这样的风可以驱动的Ia型超新星产生的白矮星本身，但这些超新星也导致不可接受的大丰度的铁。我们的结论是，丰度限制排除白矮星作为Machos。（节略）
1999-04-21 astro-ph
What Can the Accretion Induced Collapse of White Dwarfs Really Explain?
白矮星到中子星的吸积诱导坍缩（AIC）已经被用来解释伽马射线暴、Ia型超新星和一些有问题的中子星群和特定的双星系统。这次坍缩的喷出物也被认为是r-过程核合成的来源。到目前为止，大多数AIC研究都集中在从二元演化模型中确定事件发生率，而较少关注对崩溃本身的理解。然而，白矮星坍缩成中子星之后，会喷出稀有的富中子同位素。观测到的这些化学元素的丰度可能会对银河系历史上AIC发生的速率设定一个更可靠的限制。在本文中，我们提出了一个彻底的研究的大质量白矮星的崩溃在1-和2-维，并确定的数量和组成的喷射物质。我们讨论了输入物理（状态方程，中微子运输，旋转）在确定这些数量的重要性。这些模拟证实，AIC的重子太丰富，无法产生伽马射线暴，也无法喷射出足够的镍来解释Ia型超新星（可能除了极低光度的一小部分Ia型超新星）。虽然核合成的限制使通过AIC形成的中子星的数量小于银河系中子星总数的0.1%，但AIC仍然是形成中子星系统的可行方案，这很难用II型核心坍缩超新星来解释。
1998-12-02 astro-ph
Measuring ^{12}C(&alpha,&gamma)^{16}O from White Dwarf Asteroseismology
在红巨星核心的氦燃烧过程中，3&alpha和^{12}C（&alpha，&gamma）^{16}O反应的相对速率在很大程度上决定了最终生成的白矮星中碳氧的比例。由于从高能实验室测量中推断，在恒星能量下的3 α反应的不确定性相对较小，但对于^{12}C（α，γ）^{16}O反应来说，情况并非如此。对脉动白矮星的星震学数据分析的最新进展，现在可以精确测量中心碳氧比，提供一种更直接的方法来测量恒星能量下的^{12}C（&alpha，&gamma）^{16}O反应速率。我们评估了这种方法的系统不确定性，并量化了来自观测和在优化过程中保持固定的模型设置的测得的中心氧丰度的微小变化。利用对白矮星内部化学剖面的新计算，我们发现^{12}C（&alpha，&gamma）^{16}O反应的速率明显高于大多数已发表的值。当我们修改对白矮星内部描述的一些细节时，这种方法的准确性可能会提高，这些细节是通过以前的模型拟合方法无法访问的。
2002-03-20 astro-ph
The Galactic Formation Rate of Eccentric Neutron Star-White Dwarf Binaries
在本文中，我们考虑人口的偏心双星与中子星和白矮星已揭示在我们的星系在最近几年通过双脉冲星观测。我们应用我们的统计分析方法（Kim，Kalogera，& Lorimer 2003），并根据经验计算这些双星的银河系形成率。然后，我们比较我们的结果与速率预测的基础上二进制人口合成从不同的研究小组和各种范围的模型输入参数。对于我们的参考模型，我们发现这些偏心系统的银河系形成率约为每百万年7个，比双星演化估计的结果小一个数量级。然而，经验估计的计算没有修正脉冲星聚束，因此，他们应该被视为下限。尽管不确定性超过了一个数量级，但各种费率计算有很大的重叠。这种一致性使我们相信，我们目前对这些偏心NS-WD双星形成的理解是合理的。
2004-08-13 astro-ph
The Thermonuclear Explosion Of Chandrasekhar Mass White Dwarfs
形成Ia型超新星的白矮星内部深处的火焰会受到几种不稳定性的影响。我们简要回顾这些不稳定性和相应的火焰加速。我们讨论了目前提出的爆炸机制和随之而来的不确定性的必要条件。计算了$10^7$ - $2 \times 10^9$ g cm $^{-3}$范围内的爆轰临界质量网格，并探讨了其对组分的敏感性。即时引爆在物理上是不可能的，从观测角度看也是不可能的。简单的爆燃需要一些方法来提高火焰速度，超过目前存在的文献。"主动湍流燃烧“和多点点火被认为是两种可行的方法。在一维中计算了以“锋利的轮子”速度$0.1 g_{\rm eff} t$移动的爆燃，并表明如果前缘以最快的漂浮气泡的速度移动，则在简单爆燃中可能发生健康的爆炸。过渡到"分布式燃烧制度“的相关性进行了讨论延迟爆炸。没有模型出现没有困难，但爆炸在分布式政权是合理的，将产生中间质量元素，并值得进一步研究。
1996-07-05 astro-ph
A comparison of DA white dwarf temperatures and gravities from Lyman and Balmer line studies
我们目前的有效温度和表面重力的测量热DA白矮星的样本，使用莱曼线数据可从HUT，ORFEUS和FUSE远紫外空间任务。与标准巴耳末线技术的结果进行比较，我们发现，这两种方法之间有一个普遍良好的整体协议。然而，显着的差异被发现的一些恒星，但并不总是一个一致的性质，有时巴耳末温度超过来自莱曼线，并在其他情况下是较低的。我们的结论是，与最新的模型大气计算，这些差异可能不会出现从一个不充分的理论治疗的莱曼线，而是从系统的影响，在观测和数据减少过程中，占主导地位的统计误差，在这些光谱。如果这些系统的数据减少的影响可以得到充分的控制，莱曼线的温度和重力测量是一致的，当津贴是合理的观测不确定性从巴尔末线获得的。
2001-07-27 astro-ph
Gravitational Settling of 22Ne in Liquid White Dwarf Interiors
在白矮星（WD）的恒星祖先中发生的核反应导致了12 C，16 O和一个"污染物“核22 Ne的内部组成。22 Ne是由氦捕获通过CNO循环从氢燃烧留下的14 N产生的。凭借其两个多余的中子（相对于占主导地位的A= 2 Z核），在WD内部的22 Ne上施加了2m_pg的向下力。这使其扩散平衡发生偏移，迫使22 Ne向WD中心沉降。我们讨论了当WD处于液态时引力沉降的物理过程以及由此产生的光度，这改变了质量超过太阳质量的WD的冷却。目前微物理学的不确定性甚至允许1.2 M_ \odot WD由于22 Ne沉降的内部加热而在几个Gyrs内保持大部分液体的解决方案。这突出了需要精确计算的相互扩散系数，特别是在量子液体制度相关的高质量WD的。也有时间在旧的，液体WD的（如那些发现在激变变量和可能在增生Ia型祖先）的部分解决。
2001-01-22 astro-ph
On the Relevance of Compton Scattering for the Soft X-ray Spectra of Hot DA White Dwarfs
我们重新研究了康普顿散射对热DA白矮星在软X射线波段出射光谱的影响。早期的研究已经暗示，在波长$λ< 50$ λ的灵敏的X射线观测可能能够探测由电子散射的X射线光子向更长波长的重新分布所预测的通量赤字。我们采用两种独立的数值方法来计算流体静力平衡的纯氢大气中的康普顿散射。一个采用Kompaneets扩散近似形式主义，而另一个使用的横截面和再分配功能的Guilbert。计算了HZ 43和天狼星B的典型恒星参数以及有效温度为$T_{\rm eff} = 100 000$ K的模型和出射光谱。康普顿散射和汤姆逊散射情况下计算出的出射光谱之间的差异在HZ 43和Sirius B模型的情况下是完全可以忽略的，并且对于温度高达$T_{\rm eff} = 100 000$ K的模型，对于所有实际目的也是可以忽略的。来自这些恒星的软X射线通量的模型反而被其基本参数的不确定性所主导。
2006-05-12 astro-ph
Interferometric Astrometry of the Detached White Dwarf - M Dwarf Binary Feige 24 Using Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3: White Dwarf Radius and Component Mass Estimates
利用HST FGS 3，我们确定了白矮星- M矮星相互作用双星Feige 24的视差.白矮星（DA）的有效温度T_eff约为56，000 K。与过去的估计相比，具有过去视差确定的加权平均值（pi_abs = 14.6 +-0.4弧毫秒）缩小了可能的半径值的范围。我们得到R_DA = 0.0185 +- 0.0008 R_solar与不确定性的温度和测辐射热校正的主要贡献者的错误。FGS测光提供与反射效果完全一致的光变曲线。最近改进的低质量恒星质量-光度关系模型（Baraffe et al.1998）提供了M矮伴星的质量估计，M_dM = 0.37 +- 0.20 M_solar，其中的质量范围是由于金属丰度和年龄的不确定性。Vennes和Thorstensen（1994）给出的径向速度提供了一个质量比，由此我们得到M_DA = 0.49+0.19-0.05 ~ M_solar。独立地，我们的半径和最近的log_g测定产生0.44 < M_DA < 0.47 M_solar。在每种情况下，最小DA质量是由Vennes和Thorstensen从它们的径向速度和开普勒圆轨道（倾角<= 90度）导出的。在M-R平面上定位费吉24表明是碳核。我们的半径和这些质量估计产生了与Vennes & Thorstensen得出的不一致的gamma_grav。我们推测第三种成分的性质，它的存在将解决这种…
2000-01-21 astro-ph
The initial-final mass relationship of white dwarfs revisited: effect on the luminosity function and mass distribution
初始-最终质量关系将白矮星的质量与其主序中祖先的质量联系起来。虽然这个函数在现代天体物理学的几个领域中具有根本的重要性，但无论是从理论还是从观测的角度来看，它都没有受到很好的约束。在这项工作中，我们修改了目前的半经验的初始-最终质量关系重新评估可用的数据。通过对所有结果进行分组得到的分布呈现出相当大的分散性，其大于不确定性。我们已经进行了加权最小二乘线性拟合这些数据和仔细的分析，以提供一些线索的依赖关系的一些参数，如金属丰度或旋转。从我们的研究中产生的半经验的初始-最终质量关系涵盖了从1.0到6.5 M_sun的初始质量范围，包括以这种方式的低质量域，直到最近研究很少。最后，通过研究初末质量关系对白矮星的光度函数和质量分布的影响，对初末质量关系进行了检验。这是通过使用不同的初始-最终质量关系从文献中，包括在这项工作中推导出的表达式，并比较所获得的结果与观测数据从帕洛玛绿色调查和斯隆数字巡天（SDSS）。我们发现，半经验的初末质量关系给出的结果与观测数据，特别是在白矮星的质量分布的情况下，很好地符合。
2008-04-18 astro-ph
