Helium ignition in rotating magnetized CO white dwarfs leading to fast and faint rather than classical type Ia supernovae
主要基于不包括自转的恒星模型，以大约$\sim 10^{-8}~\mathrm{M}_\odot/\mathrm{yr}$的速率吸积氦的CO白矮星被认为是许多瞬态天体物理现象的候选祖先，包括Ia型超新星和独特而暗淡的Iax型超新星。在这里，我们研究的吸积诱导自旋的影响，包括随后的磁场的产生，角动量输运，和粘性加热的白矮星演化到氦点燃点。我们解决了结构的氦吸积白矮星模型与一维拉格朗日流体动力学代码，修改，包括旋转和磁效应。我们发现，磁角动量输运，导致准固体旋转，深刻地影响了白矮星模型的演变。我们的旋转较低质量（$0.54$和$0.82~\mathrm{M}_\odot$）模型吸积高达50%以上的质量点火相比，非旋转的情况下，相反，我们更大规模的模型。此外，我们发现，旋转导致高达10倍的小氦点火密度，除了最低采用的初始白矮星质量。点火密度的顺序$10^6\,\mathrm{g/cm}^3$只发现最低的吸积率和大量的吸积氦$\gtrsim 0.4\,\mathrm{M}_\odot$。然而，相应地，大质量的施主恒星会以更高的速率转移质量。我们预计爆炸性的氦壳燃烧主要发生在$\dot{M}>2\cdot10^{-8}~\mathrm{M}_\odot/\mathrm{yr}$的爆燃中，而与白矮星的质量无关。我们的研究结果意味着氦以所考虑的速率吸积到CO白矮星上不太可能导致CO核心的爆炸或经…
2017-02-28 astro-ph.SR
Old White Dwarf Stars with Some Hydrogen -- Cooling Curves
我们目前的理论分析与\emph{some}氢，具有从$1\times10^{-11}M_{\sun}$到$1\times10^{-7}M_{\sun}$的表面氢质量的老白矮星。这类天体的演化是复杂的对流混合从表面对流区的底层氦层。在本文中，我们提供了第一个自洽的，定量的调查对流混合的主题。得到了随白矮星质量和氢含量变化的冷却曲线和化学演化曲线。这些结果将在以后的论文中应用于\citet{1997ApJS..108..339B}的非DA缺口的研究。
2010-10-16 astro-ph.SR
An Empirical Measure of the Rate of White Dwarf Cooling in 47 Tucanae
我们提出了一个经验测定的白矮星冷却序列的球状星团47图克卡蒙。使用光谱模型，我们根据Wide Field Camera 3数据确定了887个物体的温度，并根据Advanced Camera for Surveys拍摄的数据确定了292个物体的温度。我们假设星系团中白矮星的形成速率是恒定的。恒星演化模型然后被用来确定物体离开主序的速率，这必须与物体到达我们领域的白矮星序的速率相同。其结果是根据经验得出的白矮星冷却序列的温度（$T_{eff}$）和时间（$t$）之间的关系。将该结果与理论冷却模型进行比较，我们发现在20，000K和30，000K之间以及在6，000K和20，000K之间的预期斜率基本一致，但是发现$T_{eff} \propto t^{-0.4}$向Mestel冷却速率的转变发生在更高的温度下，并且比任何这些模型预测的都要突然。
2012-09-21 astro-ph.SR
Comparison of theoretical white dwarf cooling timescales
对白矮星冷却时间的准确评估对于将银河系人口的白矮星宇宙年代学置于更坚实的基础上至关重要。考虑到下一代超大望远镜提供的更强的观测能力，这一问题尤其重要，因为这将为利用白矮星作为星系演化的探测器和基础物理学的试验台提供更多的途径。我们估计的第一次从两个独立的和广泛使用的进化代码（BaSTI和LPCODE）的白矮星模型与固定的质量和化学分层，当相同的输入物理在两个代码中获得的结果的一致性。我们考虑了0.55Msun的白矮星模型，其核心是纯碳和均匀的碳-氧（50/50质量分数）。我们已经评估了第一次的最大可能的准确性，在目前的估计白矮星冷却时间，只导致从不同的实现恒星演化方程和均匀输入物理在两个独立的恒星演化代码。当光度低于log（L/ L_{\sun}）=-1.5 $时，该精度为2%。这一协议是真实的纯碳和均匀的碳-氧分层核心模型，也当释放的潜热和碳-氧相分离被认为是。这种差异小于冷却时间的不确定性，这是由于目前白矮星化学分层的不确定性。在计算中还定量地确定和解释了改变状态方程、低温辐射不透明度和电子传导不透明度的影响。最后，我们通过提供我们的冷却序列和所需的输入物理的表格来扩展我们的工作范围，这可以用作从其他白矮星进化代码获得的冷却时间的比较测试。
2013-06-11 astro-ph.SR
A white dwarf cooling age of 8 Gyr for NGC 6791 from physical separation processes
NGC 6791是一个被充分研究的疏散星团，它离我们如此之近，以至于可以成像到非常微弱的光度。主序关闭年龄（~8 Gyr）与白矮星冷却序终止年龄（~6 Gyr）有显著差异。一种可能的解释是，当白矮星冷却时，氦燃烧的灰烬之一22 Ne沉入这些恒星的内部深处。在较低的温度下，白矮星预计会结晶，典型的白矮星核心的主要成分12 C和16 O预计会发生相分离。这一系列的事件预计会导致冷却时间的显著延迟，但迄今为止尚未得到证实。在这里，我们报告说，正如理论上预期的那样，物理分离过程发生在白矮星的核心，解决了NGC 6791的年龄差异。
2010-05-13 astro-ph.SR
White Dwarf/M Dwarf Binaries as Single Degenerate Progenitors of Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNIa）起源的单一简并方案中，对白矮星伴星的限制越来越严格。在SNIa的伴星SNR 0509 - 67.5和SN 1572中，唯一能在极限条件下存活的非简并恒星是M矮星。M型矮星有一些特殊的性质，这些性质在大多数关于超新星Ia祖先的研究中都没有被考虑到：它们有很小但有限的磁场，而且它们经常耀斑。在SNIa祖细胞的背景下探索这些属性。白矮星/M矮星对可能足够多，足以提供足够的爆炸速率。即使白矮星和M矮星上有适度的磁场，也会产生足够的扭矩将两颗恒星锁定在一起，从而形成一颗缓慢旋转的白矮星，其磁极在轨道平面上相互指向。质量损失将通过一个连接两颗恒星的"磁瓶"引导，降落在白矮星上的一个集中的极地区域。与球形吸积相比，这提高了吸积的有效速率。白矮星表面吸积和氢燃烧产生的亮度可能会引起自激质量转移。自激质量损失、极性吸积和吸积层混合的磁抑制的综合效应给出了可能的方法，即使在相当温和的质量吸积速率下，也可以击败"新星极限"，使白矮星增长到克拉塞卡质量。
2012-09-18 astro-ph.SR
Neutrino Signal of Electron-Capture Supernovae from Core Collapse to Cooling
对一颗质量为8.8太阳的电子俘获超新星（SN）进行了球对称模拟，模拟了SN从坍缩到爆炸直至形成中的中子星几乎完全去质子化的全过程。由于中微子不透明度中核子-核子关联的存在，演化时间很短，约为9 s。经过一个短暂的吸积增强光度阶段（~200 ms），所有物种的光度均分变得几乎完美，电子反中微子和μ子/τ反中微子的光谱非常相似。我们讨论了中微子驱动的风作为核合成网站和SN中微子的味振荡的后果。
2011-02-20 astro-ph.SR
Core crystallization and pile-up in the cooling sequence of evolving white dwarfs
白矮星是耗尽了核能源的恒星余烬，经过数十亿年的冷却。这些由电子简并压力支撑的恒星，其核心的密度达到每立方厘米1e7克。据预测，在白矮星冷却过程中会发生一级相变，导致核心中非简并的碳和氧离子结晶，从而释放出相当数量的潜热，使冷却过程延迟约10亿年。然而，到目前为止，还没有关于这种影响的直接观察证据。在这里，我们报告了在太阳100秒差距范围内的白矮星冷却序列中存在堆积，这是使用盖亚卫星的测光和视差数据确定的。利用模型，我们推断这种堆积是由于白矮星核心结晶时释放的潜热引起的。除了潜热的释放，我们发现强有力的证据表明，冷却是进一步减缓释放的重力能从元素沉积在结晶核心。我们的研究结果描述了强耦合库仑等离子体中结晶所释放的能量，测量的冷却延迟可能有助于提高用于确定白矮星恒星星族年龄的方法的准确性。
2019-08-01 astro-ph.SR
The impact of chemical differentiation of white dwarfs on thermonuclear supernovae
22 Ne在冷却的白矮星中的引力沉降可以影响热核超新星的结果。我们调查如何超新星能量学和核合成反过来又受到这个过程的影响。我们使用来自最先进的白矮星冷却序列的真实化学剖面。冷却序列提供了白矮星化学结构和超新星祖先系统年龄之间的联系。用最新的恒星演化程序计算了一个1兆太阳的白矮星的冷却序列。我们计算了两个krasekhar质量和亚krasekhar质量的白矮星爆炸，假设球对称和忽略对流混合在前超新星碳沸腾阶段，以最大限度地提高化学分离的影响。无论是22 Ne的重力沉降，还是12 C和16 O的化学分化，对Ia型超新星的性质都没有明显的影响，除非火焰性质（从爆燃到爆炸的转变密度）直接依赖于化学成分。在固定的跃迁密度下，从不同年龄的祖先获得的超新星星等的最大变化为~0.06星等，即使假设22 Ne的扩散系数不切实际地大，它也将小于~0.09星等。如果跃迁密度取决于化学成分（在其他条件相同的情况下）最古老的SNIa可能比最年轻的SNIa亮0.4等（在我们的模型中，年龄差为7.4 Gyr）。此外，我们的研究结果表明，22氖沉降不能被调用来解释形成一个中央核心的稳定的富中子的Fe-组原子核在喷出物中的sub-Bracrasekhar模型，所需的观测Ia型超新星。
2010-11-09 astro-ph.SR
Constraining Neutrino Cooling using the Hot White Dwarf Luminosity Function in the Globular Cluster 47 Tucanae
利用哈勃空间望远镜观测了球状星团47 Tuccenda中白矮星冷却序列的上部（T_eff> 10 000 K），并测量了热白矮星的光度函数。与以前的大规模实地调查的结果比较表明，以前确定的高原在高有效温度可能是一个选择效应，因为没有这样的功能是在这个样本中看到。与理论模型的比较表明，目前对白矮星中微子发射的估计（主要是通过等离子体通道）是准确的，并且在95%的置信度下，变化在全球范围内不超过2倍。我们使用这些限制放置在各种建议的异国情调的排放机制，包括一个非零中微子磁矩，形成轴子，和排放的卡鲁扎-克莱因模式到额外的维度的限制。
2015-07-20 astro-ph.SR
New cooling sequences for old white dwarfs
我们提出了适合于富氢DA白矮星研究的完整演化计算。这是通过将白矮星的祖先从零年龄的主序，通过核心氢燃烧阶段，氦燃烧阶段和热脉冲渐近巨分支阶段发展到白矮星阶段来完成的。完整的演化序列计算范围广泛的恒星质量和两种不同的金属丰度：Z=0.01，这是太阳附近的代表，和Z=0.001，这是适合于研究古老的恒星系统，如球状星团。在白矮星冷却阶段，我们计算自洽的阶段，其中核反应仍然是重要的，在外层的元素的扩散演化，最后，我们还考虑到所有相关的能源在内部深处的白矮星，如释放的潜热和释放的重力能，由于结晶时的碳-氧相分离。我们还基于一组新的改进的非灰色白矮星模型大气，为这些序列提供颜色和量级，其中包括最新的物理输入，例如莱曼阿尔法准分子不透明度。将计算推广到2,500 K的有效温度。我们的计算提供了一套均匀的演化冷却轨道适合老DA白矮星的质量和年龄的测定和不同的银河系人口的白矮星宇宙年代学。
2010-05-12 astro-ph.SR
The Role of Variations of Central Density Of White Dwarf Progenitors Upon Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）加速宇宙膨胀的发现激发了人们对使用SNe Ia型事件作为标准宇宙学蜡烛以及作为暗能量基本物理学的探测的极大兴趣。最近对Ia超新星的观测表明，不同的宿主星系有着显著的星族差异。这些观测结果与超新星Ia Ni-56在恒星形成螺旋星系中的产生是一致的，这些星系的质量比椭圆星系高出0.1个太阳质量，因此比椭圆星系更明亮。我们提出了最近的全明星，3D模拟Ia型超新星，这可能有助于解释这种系统性的变化，在超新星Ia光度的性质，以及Ia爆炸机制的性质。这些见解最终可能会揭示暗能量本身的奥秘。
2010-04-30 astro-ph.SR
Quantifying systematic uncertainties in white dwarf cooling age determinations
本文利用 MESA 模拟量化了白矮星冷却年龄测定中由模型输入假设引起的系统不确定性，并提供了基于有效温度和质量评估该不确定性的结果表。
2025-03-11 astro-ph.SR
Companion stars of Type Ia supernovae and single low-mass white dwarfs
最近对Ia型超新星WD + MS通道的研究表明，该通道可能是Ia型超新星古老星族（>1Gyr）的主要贡献。在WD + MS通道中，WD可以吸积来自主序星或稍微演化的恒星的物质，直到它达到克拉塞卡质量极限。该通道中的伴子在超新星爆炸后仍能存活并显示出独特的性质。在这封信中，基于WD + MS通道的SN Ia产生区域和WD + MS系统的三个形成通道，我们进行了详细的二元布居合成研究，以获得幸存的同伴的性质。这些性质可以通过未来的观测来验证。我们发现老Ia超新星幸存的伴星质量较低，这为解释单个低质量WDs（<0.45Msun）的形成提供了一种可能的途径。
2010-03-20 astro-ph.SR
The Onset of Convective Coupling and Freezing in the White Dwarfs of 47 Tucanae
利用哈勃太空望远镜高级巡天照相机拍摄的图像，我们测量了球状星团47 Tuccott中白矮星的冷却速率，并将其与模拟的冷却曲线进行了比较。我们研究了外对流包络到达近等温简并核心和释放的潜热在核心结晶对白矮星冷却速率的影响。对于Tuc 47的典型白矮星来说，这些效应的开始发生在类似的时间。结晶过程中释放的潜热是一个小热源。相比之下，简并核的热库要大得多。当对流包层到达白矮星内部接近等温时，恒星变得比没有这种效应时更亮。我们模拟的冷却曲线，包括这种对流耦合密切匹配观测到的亮度功能的白矮星在47图克。
2017-10-13 astro-ph.SR
On Type Ia Supernovae From The Collisions of Two White Dwarfs
我们探讨两个白矮星之间的碰撞作为一种途径，使Ia型超新星（SNIa）。球状星团中的白矮星数密度允许每年发生10-100次红移<1的碰撞，Chomiuk等人（2008）对附近S 0星系NGC 7457中的球状星团的观测发现了可能是SNIa遗迹的物质。我们在不同的碰撞参量和质量分辨率下对两颗0.6太阳质量的白矮星的碰撞进行了模拟。对于小于白矮星半径一半的碰撞参量，我们发现这样的碰撞产生约0.4太阳质量的镍56，使这样的事件潜在的候选人underluminous SNIA或新星和SNIA之间的新的瞬态类。
2009-08-14 astro-ph.CO astro-ph.SR
A possible evolutionary scenario of highly magnetized super-Chandrasekhar white dwarfs: progenitors of peculiar type Ia supernovae
最近发现的几个奇特的Ia型超新星似乎需要一个全新的形成理论，这可能有助于解释它们与标准Ia型超新星之间令人困惑的差异。观测分析中最引人注目的方面是有必要援引质量约为2.1- 2.8 M_sun（M_sun是太阳的质量）的超级钱德拉塞卡白矮星作为它们最有可能的祖先。强磁化的白矮星具有超克拉塞卡质量，已经被认为是奇特的Ia型超新星的潜在候选者。由于朗道量子化的基础电子简并气体，理论结果产生了观测推断的质量范围。在这里，我们勾勒出一个可能的进化场景，通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上，可以形成超级白矮星白矮星，引发通量冻结现象。这就开启了多种可能的演化，最终以质量在上述范围内的超级白矮星白矮星的超新星爆炸而告终。我们指出，我们的建议有观测支持，如最近发现的大量磁化白矮星的SDSS。
2013-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A large stellar evolution database for population synthesis studies: VI. White dwarf cooling sequences
我们提出了一套新的冷却模型和等时线的H-和He-大气白矮星，结合精确的边界条件，从详细的模型大气计算，和碳-氧化学丰度配置文件的基础上更新的恒星演化计算从BaSTI恒星演化档案-虚拟天文台的理论数据中心。我们讨论和量化的模型预测的冷却时间的不确定性，所产生的中央H-和He-燃烧阶段，所经历的祖先，祖金属丰度和$^{12}C(α,γ)^{16}O$反应速率的热脉冲数的混合处理。最大的不确定性来源原来是与对流的治疗过程中的最后阶段的祖先中央氦燃烧阶段，和$^{12}C(α,γ)^{16}O$反应速率。我们比较我们的新模型与以前的计算进行相同的恒星演化代码，并讨论其应用的估计年龄的太阳附近，和解释所观察到的数量比之间的H-和He-大气白矮星。新的白矮星序列和一套广泛的白矮星等时线，涵盖了大范围的年龄和祖金属丰度是公开提供的官方BaSTI网站。
2010-05-11 astro-ph.SR
Violent mergers of nearly equal-mass white dwarf as progenitors of subluminous Type Ia supernovae
亚发光Ia型超新星（SNe Ia）的起源长期以来一直没有任何解释，因为所有的克拉塞卡质量模型都有严重的问题来重现它们。最近，有人提出两颗0.9 M太阳的白矮星的剧烈合并可能导致类似1991 bg的超新星Ia事件。在这里，我们调查这种情况是否仍然适用于合并的两个白矮星的质量比小于1。我们的目标是确定在合并过程中仍然形成爆炸的质量比范围，因为只有这些事件才会导致超新星Ia。这一范围是人口综合的一个重要因素，也是判断假设是否可行的一个决定性因素。此外，我们进行了一个模型的分辨率研究。最后讨论了初始质量为0.9 M_sun的剧烈白矮星合并与类1991 bg超新星Ia的关系。最新版本的光滑粒子流体动力学代码Gadget3用于演化具有不同质量比的二元系统，直到它们合并。我们分析结果并寻找可能形成爆炸的热点。我们发现，合并的两个白矮星的主要白矮星质量约为0.9 M_sun和质量比大于约$0.8$强劲地达到我们所需要的条件，点燃爆炸，从而在合并本身产生热核爆炸。我们还发现，虽然我们的模拟还没有完全解决热点问题，但提高分辨率会导致更有可能引发爆炸的条件。（节略）
2011-02-07 astro-ph.SR
Fundamental Tests of White Dwarf Cooling Physics with Wide Binaries
本研究利用29个宽双白矮星系统检验白矮星冷却物理，通过控制样本验证测龄方法有效性，限定了0.6-0.9倍太阳质量结晶白矮星的冷却延迟上限，并给出未来研究的候选双星列表。
2024-10-07 astro-ph.SR
Comparing the White Dwarf Cooling Sequences in 47 Tuc and NGC 6397
利用哈勃深空望远镜的成像，绘制了球状星团47 Tuc和NGC 6397的色星等图。正如预期的那样，由于其较低的金属丰度，NGC 6397的主序列位于47 Tuc的蓝色。然而，对两个星团的白矮星冷却序列的比较表明，这些序列在它们的大部分位置上是无法区分的--这是重元素在稠密的白矮星大气中沉降出来的结果，而且它们的质量几乎相等。M4的低质量数据将这一趋势延续到第三个集群，其金属丰度介于这两个集群之间。虽然图47和NGC 6397中的白矮星在颜色星等图中的路径几乎相同，但路径上的白矮星数量却不同。这是由于NGC 6397相对于47 Tuc相对较快的弛豫，并提供了一个警告，即简单地计算星团中随机位置的物体作为测试恒星演化理论的方法可能是危险的，除非动力学考虑在内。
2013-10-01 astro-ph.SR
The Cooling of Old White Dwarfs in 47 Tucanae
Department of Physics and Astronomy, University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学物理与天文学系）
研究通过哈勃空间望远镜观测分析47仙女座球状星团中白矮星的冷却过程，探讨元素扩散处理和氢包层厚度对白矮星冷却模型的影响，发现较厚的氢包层模型更符合观测数据。
2026-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The white dwarf luminosity function
白矮星是低质量和中等质量恒星的最后残余。它们的演变本质上是一个持续$\sim 10$ Gyr的冷却过程。它们的观测性质提供了有关银河系历史、其暗物质含量和许多其他有趣的天体物理问题的信息。这些例子包括独立确定过去的历史，当地的恒星形成率，识别的对象负责报告的微透镜事件，限制的变化率的引力常量，和上限的质量弱相互作用的大质量粒子。为了完成这些任务，必不可少的观测工具是白矮星的光度和质量函数，而理论工具是白矮星祖先的演化序列和相应的白矮星冷却序列。特别是，观测到的白矮星光度函数是白矮星冷却理论的关键表现，尽管还需要其他相关成分来比较理论和观测。在这篇评论中，我们总结了最近的尝试，经验确定的白矮星光度函数的不同银河系的人口。我们还讨论了可能影响其解释的偏见。最后，我们阐述了所需的理论成分模型的白矮星光度函数，特别注意剩余的不确定性，我们评论的白矮星冷却理论的一些应用。天体物理问题，白矮星恒星可能提供有用的杠杆作用，在不久的将来进行了讨论。
2016-08-08 astro-ph.SR
$^{22}$Ne Phase Separation As A Solution To The Ultramassive White Dwarf Cooling Anomaly
盖亚数据发布2的精确天体测量为详细测试白矮星冷却模型的预测打开了大门。理论和观测之间的重大差异已经被确定，其中最引人注目的是影响超大质量的白矮星。Cheng等人（2019）发现，所谓的Q分支上的一小部分白矮星必须经历$\sim 8\,$ Gyr的额外冷却延迟，这是当前模型无法预测的。结晶C/O白矮星中的$^{22}$ Ne相分离可以导致蒸馏过程，该过程有效地将$^{22}$ Ne向其中心输送，从而释放出相当大的引力能。使用最先进的蒙特卡罗模拟，我们表明，这种机制可以在很大程度上解决超大质量冷却异常，如果延迟人口由白矮星适度高于平均水平$^{22}$ Ne丰度。我们还认为，$^{22}$ Ne相分离可以占较小的冷却延迟，目前缺少的白矮星模型与更多的标准组成。
2021-03-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
The rate of cooling of the pulsating white dwarf star G117$-$B15A: a new asteroseismological inference of the axion mass
我们采用了一个最先进的G117-B15 A星震模型，它是富氢大气（DA）白矮星的原型（也称为DAV或ZZ Ceti变量），并使用最近测量的这颗脉动恒星主模式的周期变化率值来推导出对轴子质量的新约束，被认为是宇宙中暗物质候选者的静止的非钡离子粒子。假设G117-B15 A是我们的星震学模型所真实代表的，特别是，主模的周期与H包层中捕获的脉动g模有关，我们发现该恒星存在额外冷却的强烈迹象，与质量为m_a \cos^2 β= 17.4^{+2.3}-{-2.7} meV的轴子的发射相一致。
2012-05-28 astro-ph.SR
Constraining white dwarf structure and neutrino physics in 47 Tucanae
我们提出了一个强大的统计分析的白矮星冷却序列在47图森。我们结合HST紫外和光学数据在集群的核心，恒星演化实验模块（MESA）白矮星冷却模型，白矮星大气模型，人造星测试，和马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样方法，以适应白矮星冷却模型，我们的数据直接。我们使用一种称为未分箱极大似然的技术来拟合这些模型，而无需分箱。我们利用这些数据来限制中微子的产生和这些白矮星中氢层的厚度。数据倾向于较厚的氢层$(q_\mathrm{H}=3.2\e{-5})$，我们可以强烈排除薄层$(q_\mathrm{H}=10^{-6})$。目前模型中的中微子速率与数据一致。这种分析并没有对中微子种类的数量提供限制。
2016-02-19 astro-ph.SR
MESA Isochrones and Stellar Tracks (MIST) III. The White Dwarf Cooling Sequence
该工作扩展MIST恒星演化库至白矮星冷却序列，提供包含扩散、核燃烧、结晶等详细物理的大规模公开模型网格，用于与观测比较及后续研究。
2025-09-26 astro-ph.SR
Axion Constraints from White Dwarf Cooling in 47 Tucanae
University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）
通过分析47天琴座白矮星冷却，研究轴子发射对冷却速率的影响，得出新的轴子-电子耦合常数约束。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR hep-ph
Evolution of binaries containing a hot subdwarf and a white dwarf to double white dwarfs, and double detonation supernovae with hypervelocity runaway stars
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究通过MESA代码探索热亚矮星与白矮星双星系统演化为双白矮星或双爆超新星的机制，并分析其对超高速逃逸星的影响。
2025-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double-Degenerate Carbon-Oxygen and Oxygen-Neon White Dwarf Mergers: A New Mechanism for Faint and Rapid Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，产生发光的光学瞬变。一个相对常见的各种亚发光超新星Ia事件，被称为超新星Iax，被认为是由一个CO WD的爆炸失败。本文在合并白矮星的双简并通道背景下研究了爆轰失败的Ia超新星。特别是，我们已经进行了第一次完全三维模拟的合并的一个ONe WD与CO WD。虽然热的，潮汐破坏的富碳盘材料起源于CO WD二次是容易受到爆炸在这样的合并，ONe WD的主要核心是不是。这种合并产生了一个失败的爆炸，导致少量的质量喷射，并留下了一个被踢的，由核燃烧产物的回落而富集的超rasekhar ONe WD残留物。由此产生的爆发是一个快速衰落的光学瞬态与少量的放射性$^{56}$ Ni供电的光变曲线。因此，ONe-CO WD合并自然产生非常微弱和快速衰落的瞬变，甚至比迄今为止观测到的最微弱的Iax型事件，如SN $2008$ ha和SN 2010 ae还要微弱。比这里考虑的更大质量的ONe原色可能会产生更亮和更长持续时间的瞬变。
2018-10-31 astro-ph.SR
A new instability domain of CNO-flashing low-mass He-core stars on their early white-dwarf cooling branches
在到达静止的终端白矮星冷却分支之前，一些低质量的氦核白矮星恒星模型经历了大量的核闪光，这大大减少了它们的氢包层。就在每次闪光发生之前，稳定的氢燃烧可能能够驱动全球脉动，这可能与通过星震学揭示这些恒星的内部结构有关。我们提出了一个脉动稳定性分析适用于低质量氦核恒星的早期白矮星冷却分支通过CNO闪光，以研究的可能性，$\varepsilon$机制是能够激发重力模式脉动。我们对低质量氦核白矮星模型在冷却早期经历CNO闪光进行了非绝热脉动分析。我们发现，由于稳定的氢燃烧的$\varepsilon$机制可以激发低阶（$\ell= 1, 2$）重力模式与$\sim 80$和$500\ $之间的周期，与$0.2025 \lesssim M_{\star}/M_{\odot} \lesssim 0.3630$位于$\log g - T_{\rm eff}$图的有效温度和表面重力范围内的$15\,000 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 38\,000\ $ K和$5.8 \lesssim \log g \lesssim 7.1$，分别扩展区域的恒星。由于这些模式达到足够大的振幅所需的时间尺度比其相应的演化时间尺度短，因此在这些恒星中检测脉动是可行的。如果在这个不稳定区域发现低质量白矮星以低阶重力模式脉动，这将证实我们的结果，即这种脉动可以由$\varepsilon$机制驱…
2021-01-07 astro-ph.SR
Debye cooling of ultramassive white dwarfs
The Hebrew University（希伯来大学）
本文研究超大质量白矮星的德拜冷却，通过解析和数值计算冷却时间，发现冷却加速由德拜效应与对流耦合共同导致，并探讨了磁场及微观物理不确定性对冷却曲线的影响。
2026-10-08 astro-ph.SR
Hubble Space Telescope observations of the Kepler-field cluster NGC 6819. I. The bottom of the white dwarf cooling sequence
利用哈勃空间望远镜观测了太阳金属丰度疏散星团NGC 6819中白矮星冷却序列的末端。我们的测光和完整性测试表明，在亮度小于mF 606 W = 26.050+/- 0.075的情况下，沿着CS的WD数量急剧下降。这意味着年龄为2.25+/-0.20 Gyr，与从主序列关闭拟合获得的年龄2.25+/-0.30 Gyr一致。使用不同的WD冷却模型和初始-最终-质量关系对WD年龄估计的影响较小，在~0.1 Gyr的水平。作为这项调查的一个重要副产品，我们还以电子格式发布了所有检测到的来源的目录和该地区的地图集（在两个过滤器中）。事实上，HST研究的这片天空（大小约为70弧分平方）完全在开普勒任务的主要区域内，因此高分辨率图像和深层目录将特别有用。
2015-01-13 astro-ph.SR
He-accreting carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
碳氧白矮星（COWD）的吸积作用在研究Ia型超新星（SNe Ia）的形成过程中起着重要的作用。利用MESA恒星演化程序，计算了氦吸积COWD的长期演化。以往的研究通常认为WD在稳定的He燃烧区质量可以增长到Alasekhar极限，并最终产生Ia超新星。然而，在这项研究中，我们发现，如果吸积速率超过临界值（~2.05*10^{-6}{M $_\odot$ }{yr}^-1），则在稳定的He燃烧区会发生偏心碳点火，导致吸积诱导的坍缩，而不是超新星Ia。如果吸积速率低于临界值，爆炸性碳点火将最终在中心发生，产生Ia型超新星。考虑到偏离中心的碳点火的可能性，我们已经重新确定了初始参数空间，产生SNe Ia在他的恒星供体通道，一个有前途的渠道，以产生SNe Ia在年轻的人口。由于该参数空间小于Wang等人（2009）先前研究中发现的参数空间，因此SN Ia发生率也相应较小。我们还确定了爆炸性碳点火时刻的He吸积WDs的化学丰度分布，这可以作为Ia超新星爆炸模型的初始输入。
2017-08-23 astro-ph.SR
Revisiting the Impact of Axions in the Cooling of White Dwarfs
研究表明，白矮星的光度函数形状可以成为检查DFSZ轴子可能存在的有力工具。特别是，Isern等人（2008）指出，如果轴子的质量是几meV的数量级，那么白矮星的光度函数就足够灵敏，可以检测到它们的存在。对于大约$m_a > 5$ meV的轴子质量的轴子发射可以是一个主要的冷却机制的白矮星和反馈到白矮星的热结构的轴子发射需要考虑。在这里，我们提出的白矮星冷却序列的计算，考虑到轴子发射的影响，在一个自洽的方式通过完整的恒星演化计算。然后，我们研究和讨论了轴子辐射对白矮星光度函数的影响。
2012-10-01 astro-ph.SR hep-ph
Wind-Driven Evolution of White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）祖先的单一简并假设中，一颗白矮星快速地从它的伴星吸积富含氢或氦的物质，并表现为一个超软X射线源。这一观点受到了具有非常低质量伴星的超软X射线源的性质以及对附近几个超新星Ia的观测的挑战。已有研究指出，吸积中的白矮星的X射线辐射或星风可以激发星风或剥离伴星的质量，从而显著影响质量传递过程。本文对白矮星双星的风驱动演化进行了详细的计算。我们提出了可能的SN Ia祖细胞的参数空间，并为生存的同伴后SNe。结果表明，与传统的单简并方案相比，Ia超新星的前伴星具有更符合观测的特征。
2013-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
HST and Optical Data Reveal White Dwarf Cooling, Spin and Periodicities in GW Librae 3-4 Years after Outburst
自从2007年的大幅度爆发加热了它的吸积，脉动的白矮星以来，矮新星系统GW Librae一直在冷却到它的静止温度。我们的哈勃太空望远镜紫外光谱结合地面光学覆盖在爆发后的第3和第4年显示，流量和温度仍然高于平静（T=19，700 K和17，300 K vs爆发前的16，000 K，log g=8.7和d=100 pc）。根据CI 1463的吸收线测得的K{wd}为7.6+/-0.8 km/s，以及引力红移意味着白矮星的质量为0.79+/-0.08 Msun。紫外线的宽度意味着白矮星的自转速度vsin i为40 km/s，自转周期为209 s（倾角为11度，白矮星半径为7 x 10 ^{8} cm）。从这两年的紫外光谱产生的光变曲线显示出在290 s附近的突出多重峰，与光学相比，紫外的振幅更高，并且2011年与2010年相比振幅增加。由于这组周期的存在在每周的时间尺度上是间歇性的，因此不清楚这与静止期间明显的非径向脉动有何关系。
2012-05-11 astro-ph.SR
Cooling Process of White Dwarf Stars in Palatini $f(R)$ Gravity
在Palatini $f(R)$引力模型下重新分析了白矮星的一个简单冷却模型。修正的重力影响了白矮星的结构，从而影响了它们的年龄。我们发现，由此产生的超超拉塞卡白矮星需要更多的时间来冷却比亚超拉塞卡的，或者当比较的牛顿模型。
2022-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
White dwarf cooling via gravity portals
研究了引力门对白矮星的物态方程和冷却时间等性质的影响。我们发现，在平均场近似下，自旋为零的暗物质玻色子和电子之间的相互作用软化了状态方程，并且与通常情况相比，物体冷却得更慢。
2020-01-16 astro-ph.SR gr-qc hep-ph
Faint supernovae and hyper-runaway white-dwarfs from single He-detonation in double HeCO-white-dwarf mergers
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过三维流体动力学模拟，研究双HeCO白矮星并合的氦爆轰过程，发现其可产生暗弱快速演化的热核瞬变，或解释部分暗弱超新星，还可能形成高速PG-1159型恒星，拓展了对白矮星并合的认知。
2026-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Merging of Components in Close Binaries: Type Ia Supernovae, Massive White Dwarfs, and Ap stars
《Scenario Machine》（一种为研究密近双星演化而设计的计算机代码）被用来对各种各样的合并天体进行总体合成：主序星与主序星;白矮星与白矮星、中子星和黑洞;中子星与中子星和黑洞;我们计算了这类事件的发生率，并绘制了合并白矮星和主序星的质量分布图。结果表明，Ia型超新星只有经过大约10亿年的星系演化才能被用作标准烛光。在这一演化过程中，Ia型超新星的平均能量大约会降低10%; Ia型超新星的最大和最小能量可能相差不少于1.5倍。在估计宇宙加速的参数时应该考虑到这种情况。根据理论估计，最大质量的（通常是磁性的）白矮星可能是由质量较低的白矮星合并而成的。至少有一些磁性的Ap和Bp星可能形成于低质量主序星（小于太阳的1.5质量）与对流包层的合并中。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Cooling of Massive White Dwarfs from Gaia EDR3
我们确定了大质量盖亚EDR 3白矮星的冷却年龄分布，确定的概率超过90%，在200秒差距内，质量在0.95-1.25 $M_\odot$。使用三组公开可用的模型，我们考虑将这些白矮星的子样本分类到三个等间距的质量箱中。在白矮星形成速率恒定的假设下，我们发现沿着Q分支和其下方都有过量的白矮星，分别对应于处于冻结过程中的恒星和完全冻结的恒星。我们比较冷却年龄分布为每个这些箱最近确定的随时间变化的恒星形成率的盖亚DR 2主序星。对于两个最轻质量仓中的白矮星，跨越质量范围0.95-1.15 $M_\odot$，我们发现累积冷却年龄分布在统计上与恒星形成率的预期一致。对于最重质量仓1.15-1.25 $M_\odot$中的白矮星，我们发现它们的累积分布与所考虑的所有模型的恒星形成率不一致;相反地，我们发现它们的冷却年龄分布很好地拟合了单颗恒星演化产物的预期分布和双颗白矮星合并产物的预期分布的线性组合，在过去的4 Gyr中形成的1.15-1.25 $M_\odot$白矮星中，有40-50%是通过双白矮星合并产生的。
2022-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of supernovae-driven superbubbles with conduction and cooling
利用球对称流体动力学模拟方法，研究了团簇超新星驱动下的超气泡（SBs）的动力学演化和内部结构，重点研究了热气泡内部与冷却壳层界面的热传导和冷却效应.我们的模拟采用了有效的扩散率来解释湍流混合的非线性不稳定性，而这些不稳定性在1D中没有被捕获。通过界面处的冷却和壳体气体蒸发到气泡内部的组合来平衡进入壳体的传导热通量。相对于没有传导的模拟，这种蒸发增加了SB内部的密度并降低了SB内部的温度超过一个数量级。然而，传导到界面中的大部分能量立即损失到冷却中，从而减少了平衡传导所需的蒸发质量通量。因此，蒸发速率通常比Weaver等人（1977）的经典相似性解（忽略冷却）所预测的低$\sim$ 3-30倍。来自第一$\sim$ 30 SNe的冲击波在SB内部保持超音速，因为来自界面的减少的蒸发降低了冲击波在热内部中扫过的质量。更新韦弗解决方案，包括冷却，我们构建了一个新的分析模型来预测冷却速率，蒸发速率，和时间演变的SBs。的冷却速率，并因此热气体的质量，动量，和SB提供的能量，是由周围的ISM密度和在气泡/壳界面处的非线性混合的效率。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernovae Sparked By Dark Matter in White Dwarfs
最近的研究表明，不对称的暗物质可以通过聚集和坍缩在孤立的亚阿布拉塞卡质量的白矮星内部而点燃超新星，这可能是Ia型超新星的原因。一个不对称的暗物质球聚集在一颗白矮星内部，并在自身重量的作用下坍缩，通过与原子核的散射，释放出足够的引力势能，引发了Ia型超新星爆炸前的聚变反应。在这篇文章中，我们详细阐述了这种机制，并使用它来放置新的边界质量$m_{X} = 10^{6}-10^{16}$ GeV的核子和非对称暗物质之间的相互作用。有趣的是，我们发现，对于质量大于$10^{11}$ GeV的暗物质，Ia型超新星的点火可以通过由坍缩的暗物质形成的小黑洞的霍金蒸发进行。我们还确定了如何冷白矮星的库仑晶体结构基本上抑制暗物质核散射在低动量转移，这是至关重要的计算所需的时间暗物质形成一个黑洞。希格斯和矢量门户暗物质模型点燃Ia型超新星进行了探讨。
2019-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The bottom of the white dwarf cooling sequence in the old open cluster NGC 2158
我们使用10个轨道的高级巡天相机的观测，以达到在太阳金属丰度疏散星团NGC 2158的白矮星冷却序列的结束。我们的测光和完整性测试表明，它的末端落在m_F606W = 27.5 +/- 0.15等，这意味着它的年龄在~1.8和~2.0 Gyr之间，与拟合主序星关闭得到的年龄1.9 +/- 0.2 Gyr一致。最暗的白矮星显示出明显的蓝色转变，正如理论上的等时线所预测的那样。
2009-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernovae interacting with Si and S-rich circumstellar matter from double white dwarf mergers
National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，日本国立科学研究所）；Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学学院）；International Center of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台超新星国际研究中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）
双白矮星合并产生Si和S丰富的circumstellar物质，引发超新星爆炸，解释SN 2021yfj的观测特征。
2026-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling Delays from Iron Sedimentation and Iron Inner Cores in White Dwarfs
白矮星的内核是由铁构成的吗？像$^{56}$ Fe这样的富中子核受到净引力，并向地核沉积。使用新的相图和分子动力学模拟，我们表明，$^{56}$ Fe应分离成介观富Fe微晶，由于其相对于背景的大电荷。在太阳丰度，这些微晶迅速沉淀，并形成一个100公里的内部核心和$10^{-3} M_\odot$，可以检测到与星震学。对于低质量的白矮星，相关的冷却延迟可能高达1 Gyr，但对于大质量的白矮星，只有$\sim$ 0.1 Gyr，因此，尽管这种机制可能有助于Q分支，但加热不足以完全解释它。
2021-08-25 astro-ph.SR cond-mat.other
The white dwarf cooling sequence of NGC 6791: a unique tool for stellar evolution
NGC 6791是一个被充分研究的富含金属的疏散星团，它离我们如此之近，以至于可以成像到比其白矮星冷却序列终止时更暗的光度，从而允许对其白矮星人口进行深入研究。我们使用蒙特卡罗模拟器，采用最新的进化冷却序列的白矮星与富氢和缺氢的气氛，与碳氧和氦的核心。碳-氧核的冷却顺序可以解释液相中Ne ^[22]的沉降和结晶时碳-氧相分离所引起的延迟。我们没有发现大量氦核白矮星的证据，因此我们的结果支持这样的建议，即白矮星光度函数的明亮峰值的起源只能归因于未解决的二进制白矮星的人口。此外，我们的研究结果表明，未解决的二进制人口的二次质量的数量分布增加的质量比之间的祖先系统的二次和主要组件。我们还发现，所观察到的冷却序列似乎能够限制存在的祖子群体具有不同的化学成分和非DA白矮星的分数。我们的模拟对NGC 6791的恒星星族的重要特征进行了有趣的限制。特别地，我们发现单个氦核白矮星的比例必须小于5%，金属丰度为零的恒星子种群必须小于12%，而如果子种群的金属丰度为太阳，上限为~ 8%。最后，我们还发现非DA白矮星在这个星系团中所占的比例非常小，小于6%。
2011-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the fate of the secondary white dwarf in double-degenerate double-detonation Type Ia supernovae -- II. 3D synthetic observables
本文首次对双简并双爆轰Ia型超新星并合中伴生白矮星存活与爆轰两种情景进行三维辐射转移计算，发现两者合成观测量均类似02es-like子类，且伴星爆轰会显著影响光谱、角度依赖性和宽度-光度关系。
2024-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Helium Star - White Dwarf Binaries Leading up to Thermonuclear Supernovae
利用恒星演化程序MESA计算了氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星的演化。这个单一的简并通道可能在短的延迟时间内对热核超新星有重要的贡献。我们研究了初始轨道周期在0.05 - 1天范围内，从1.1 - 2.0 $M_{\odot}$氦星到0.90 - 1.05 $M_{\odot}$ CO WD的热时间尺度质量转移。在这个范围内的系统可能会产生热核超新星、氦新星、氦星-氧-氖WD双星或分离的双CO WD双星。我们的时间相关的计算，解决恒星结构的两个二进制组件允许准确区分最终形成的热核超新星（通过中央点火的碳燃烧）和ONe WD（在偏离中心点火的情况下）。此外，我们调查的影响慢WD风，这意味着一个特定的角动量损失的二进制大于通常假设的。我们发现，这并没有显着改变该地区的参数空间系统的发展对热核超新星。我们确定的初始二进制参数和最终结果之间的对应关系通知人口合成研究的贡献的氦供体通道热核超新星。此外，我们限制的热核超新星和氦新星的祖双星的轨道性质和可观测的恒星性质。
2019-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A possible mechanism for over luminous type Ia supernovae explosions inspired by dark matter
暗物质被认为是我们宇宙的主要组成部分。本文提出了一种新的基于暗物质激发的超拉塞卡质量白矮星的机制来解释最近观测到的超亮Ia型超新星爆炸。计算表明，当白矮星吸积足够多的暗物质时，由于费米子暗物质粒子之间的泡利互斥原理，相应的暗白矮星（即白矮星与暗物质的混合物）的质量可以大大超过费米子极限。此外，我们还研究了暗白矮星的红移和转动惯量等物理观测量，发现这些物理观测量对暗物质粒子的分布很敏感，因此，这些物理观测量在未来可能被用来探测暗物质粒子的相关信息。
2016-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
