A Measurement of Diffusion in 47 Tucanae
利用哈勃空间望远镜3号宽视场相机拍摄的图像，我们测量了通过球状星团47 Tuccenda核心的恒星扩散速率，并使用了这些观测中发现的年轻白矮星样本。这是第一次直接测量由于重力弛豫引起的扩散。我们发现，扩散速率$κ\approx 10-13$弧秒$^2$ Myr $^{-1}$是一致的弛豫时间的理论估计在核心的47 Tuccino约70万年。
2015-02-20 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
Optical Identification of He White Dwarfs Orbiting Four Millisecond Pulsars in the Globular Cluster 47 Tucanae
我们使用超深紫外观测获得的哈勃太空望远镜，以寻找光学同伴的球状星团47 Tuccenda的二进制毫秒双星（MSP）。我们确定了四个新的对应物（MSP 47 TucQ，47 TucS，47 TucT和47 TucY），并确认了已知的对应物（MSP 47 TucU和47 TucW）。在彩色星等图中，发现的伴星位于主序和CO白矮星冷却序之间的区域，与质量在0.15 Msun和0.20 Msun之间的He白矮星的冷却轨迹一致。对于每一个确定的同伴，质量，冷却年龄，温度和脉冲星质量（作为倾角的函数）已被推导和讨论。对于47 TucU，我们还发现过去的吸积历史可能以亚爱丁顿速率进行。红背47 TucW的伴星被证实是一颗非简并恒星，其性质与黑寡妇系统的性质特别相似。在射电位置47 TucH和47 TucI的2-sigma天体测量不确定度范围内已经确定了两颗恒星，但是现有的数据阻止我们坚定地评估它们是否是这两颗MSP的真正伴星。
2015-09-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of a white dwarf orbiting a Carbon-Oxygen depleted blue straggler in 47 Tucanae
Università di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；INAF - Osservatorio Astronomico D'Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）
本研究利用哈勃望远镜深场远紫外观测，在杜鹃座47的碳氧贫化蓝离散星中首次同时发现质量转移形成的化学与光度特征，证实一颗蓝离散星拥有高温白矮星伴星且形成于1200万年内，其余样本无热伴星符合特征短暂性的预期。
2025-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
James Webb Space Telescope observations of the white dwarf cooling sequence of 47 Tucanae
本研究利用 JWST 和 HST 观测数据分析了 47 Tucanae 的白矮星冷却序列，通过光度函数与理论模型比较得出星团年龄为 11.8 +/- 0.5 Gyr，并探讨了观测与理论之间的微小差异。
2025-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of near-ultraviolet counterparts to millisecond pulsars in the globular cluster 47 Tucanae
本文报道了在球状星团47 Tuca中发现射电毫秒双星47 Tuc Q和47 Tuc S的可能的白矮星伴星。这些蓝色恒星是在哈勃太空望远镜的近紫外图像中发现的，我们从中获得了精确的绝对天体测量，并且位于与射电坐标一致的位置，误差在0.016弧秒（0.2西格玛）以内。我们目前的近紫外和光学颜色为以前确定的同伴毫秒脉冲星47 Tuc U，我们毫不含糊地确认了初步的光学同行47 Tuc T和47 Tuc Y的识别。对于后者，我们首次提出了它的无线电定时解决方案。我们发现，所有五个近紫外对应物的U300-B390的颜色是一致的质量~0.16-0.3 Msun和冷却年龄~0.1-6 Gyr的He白矮星冷却模型。47 Tuc U和47 Tuc T的Ha-R625颜色表明存在一条强的Ha吸收线，正如对具有H包层的白矮星的预期。
2015-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling Models for the Most Massive White Dwarfs
我们提出了一套超大质量白矮星模型，集中在质量以上的$1.3\,M_\odot$。考虑到这些天体的形成和组成的不确定性，我们构建了参数化的模型序列，包括单星和双白矮星合并形成通道的演化计算指导。我们证明，超过$10^9\,\rm g\,cm^{-3}$的中心密度的对象的冷却占主导地位的中微子冷却通过Urca过程中的第一个$\approx 100$百万年后形成。我们的模型表明，最近发现的超大质量白矮星ZTF J190132.9+145808.7很可能经历了这种Urca主导的冷却制度。我们还表明，高密度意味着扩散是不太可能显着改变这些对象的核心组成之前，他们结晶。
2021-06-30 astro-ph.SR
Luminosity and cooling suppression in magnetized white dwarfs
我们研究了高磁化白矮星的发光和冷却，其中冷却是通过光子的扩散发生的。通过求解静磁平衡方程和光子扩散方程，得到了这些白矮星表面层的温度和密度分布。随着场强的增加，简并核的体积收缩，同时核的温度也增加。对于一个给定的白矮星年龄和一个固定的界面半径或温度，光度显着减少从$\sim 10^{-6}\, L_{\odot}$到$10^{-9}\, L_{\odot}$作为场强度增加从$\sim 10^9$到$10^{12}\,$ G在表面层。这是值得注意的，因为它认为磁化的白矮星实际上可以隐藏在观察到的H-R图中。我们还发现，这些高磁化白矮星的冷却速率被抑制显着。
2018-10-17 astro-ph.SR
Axion cooling of white dwarfs
白矮星的演化是一个简单的重力热过程。这个过程可以用两种方法来检验，通过这些恒星的光度函数和通过这些可变恒星脉动周期的长期变化。在这里，我们展示了如何使用白矮星光度函数来约束轴子的质量。
2013-04-29 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
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 $时，该精度为2%。这一协议是真实的纯碳和均匀的碳-氧分层核心模型，也当释放的潜热和碳-氧相分离被认为是。这种差异小于冷却时间的不确定性，这是由于目前白矮星化学分层的不确定性。在计算中还定量地确定和解释了改变状态方程、低温辐射不透明度和电子传导不透明度的影响。最后，我们通过提供我们的冷却序列和所需的输入物理的表格来扩展我们的工作范围，这可以用作从其他白矮星进化代码获得的冷却时间的比较测试。
2013-06-11 astro-ph.SR
A white dwarf cooling age of 8 Gyr for NGC 6791 from physical separation processes
NGC 6791是一个被充分研究的疏散星团，它离我们如此之近，以至于可以成像到非常微弱的光度。主序关闭年龄（~8 Gyr）与白矮星冷却序终止年龄（~6 Gyr）有显著差异。一种可能的解释是，当白矮星冷却时，氦燃烧的灰烬之一22 Ne沉入这些恒星的内部深处。在较低的温度下，白矮星预计会结晶，典型的白矮星核心的主要成分12 C和16 O预计会发生相分离。这一系列的事件预计会导致冷却时间的显著延迟，但迄今为止尚未得到证实。在这里，我们报告说，正如理论上预期的那样，物理分离过程发生在白矮星的核心，解决了NGC 6791的年龄差异。
2010-05-13 astro-ph.SR
Core crystallization and pile-up in the cooling sequence of evolving white dwarfs
白矮星是耗尽了核能源的恒星余烬，经过数十亿年的冷却。这些由电子简并压力支撑的恒星，其核心的密度达到每立方厘米1e7克。据预测，在白矮星冷却过程中会发生一级相变，导致核心中非简并的碳和氧离子结晶，从而释放出相当数量的潜热，使冷却过程延迟约10亿年。然而，到目前为止，还没有关于这种影响的直接观察证据。在这里，我们报告了在太阳100秒差距范围内的白矮星冷却序列中存在堆积，这是使用盖亚卫星的测光和视差数据确定的。利用模型，我们推断这种堆积是由于白矮星核心结晶时释放的潜热引起的。除了潜热的释放，我们发现强有力的证据表明，冷却是进一步减缓释放的重力能从元素沉积在结晶核心。我们的研究结果描述了强耦合库仑等离子体中结晶所释放的能量，测量的冷却延迟可能有助于提高用于确定白矮星恒星星族年龄的方法的准确性。
2019-08-01 astro-ph.SR
New cooling sequences for old white dwarfs
我们提出了适合于富氢DA白矮星研究的完整演化计算。这是通过将白矮星的祖先从零年龄的主序，通过核心氢燃烧阶段，氦燃烧阶段和热脉冲渐近巨分支阶段发展到白矮星阶段来完成的。完整的演化序列计算范围广泛的恒星质量和两种不同的金属丰度：Z=0.01，这是太阳附近的代表，和Z=0.001，这是适合于研究古老的恒星系统，如球状星团。在白矮星冷却阶段，我们计算自洽的阶段，其中核反应仍然是重要的，在外层的元素的扩散演化，最后，我们还考虑到所有相关的能源在内部深处的白矮星，如释放的潜热和释放的重力能，由于结晶时的碳-氧相分离。我们还基于一组新的改进的非灰色白矮星模型大气，为这些序列提供颜色和量级，其中包括最新的物理输入，例如莱曼阿尔法准分子不透明度。将计算推广到2,500 K的有效温度。我们的计算提供了一套均匀的演化冷却轨道适合老DA白矮星的质量和年龄的测定和不同的银河系人口的白矮星宇宙年代学。
2010-05-12 astro-ph.SR
Quantifying systematic uncertainties in white dwarf cooling age determinations
本文利用 MESA 模拟量化了白矮星冷却年龄测定中由模型输入假设引起的系统不确定性，并提供了基于有效温度和质量评估该不确定性的结果表。
2025-03-11 astro-ph.SR
A large stellar evolution database for population synthesis studies: VI. White dwarf cooling sequences
我们提出了一套新的冷却模型和等时线的H-和He-大气白矮星，结合精确的边界条件，从详细的模型大气计算，和碳-氧化学丰度配置文件的基础上更新的恒星演化计算从BaSTI恒星演化档案-虚拟天文台的理论数据中心。我们讨论和量化的模型预测的冷却时间的不确定性，所产生的中央H-和He-燃烧阶段，所经历的祖先，祖金属丰度和$^{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$反应速率。我们比较我们的新模型与以前的计算进行相同的恒星演化代码，并讨论其应用的估计年龄的太阳附近，和解释所观察到的数量比之间的H-和He-大气白矮星。新的白矮星序列和一套广泛的白矮星等时线，涵盖了大范围的年龄和祖金属丰度是公开提供的官方BaSTI网站。
2010-05-11 astro-ph.SR
The cooling time of white dwarfs produced from type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）是测量宇宙学参数的关键，其中Phillips关系被采用。然而，这种关系的起源仍然不清楚。提出了几个参数，如碳氧比（C/O）和点火时白矮星（WD）的中心密度。这些参数主要取决于WD的初始质量和冷却时间。利用孟和杨发展的先驱体模型，我们给出了初始WD质量和冷却时间的分布。我们没有发现这些参数之间的任何相关性。然而，我们注意到，WD的质量范围减小，而其平均值增加的冷却时间。这些结果可以在模拟超新星Ia爆炸时提供约束，即具有高C/O比的WDs通常在点火时具有较低的中心密度，而具有最高中心密度的WDs通常具有较低的C/O比。冷却时间主要由次生烃的演化年龄决定，冷却时间的离散度随演化年龄的增大而减小。我们的结果可能表明，冷却时间长的WD比冷却时间短的WD具有更均匀的性质，这可能有助于解释为什么椭圆星系中的SNe Ia比螺旋星系中的SNe Ia具有更均匀的最大光度。
2010-08-13 astro-ph.SR
Fundamental Tests of White Dwarf Cooling Physics with Wide Binaries
本研究利用29个宽双白矮星系统检验白矮星冷却物理，通过控制样本验证测龄方法有效性，限定了0.6-0.9倍太阳质量结晶白矮星的冷却延迟上限，并给出未来研究的候选双星列表。
2024-10-07 astro-ph.SR
Comparing the White Dwarf Cooling Sequences in 47 Tuc and NGC 6397
利用哈勃深空望远镜的成像，绘制了球状星团47 Tuc和NGC 6397的色星等图。正如预期的那样，由于其较低的金属丰度，NGC 6397的主序列位于47 Tuc的蓝色。然而，对两个星团的白矮星冷却序列的比较表明，这些序列在它们的大部分位置上是无法区分的--这是重元素在稠密的白矮星大气中沉降出来的结果，而且它们的质量几乎相等。M4的低质量数据将这一趋势延续到第三个集群，其金属丰度介于这两个集群之间。虽然图47和NGC 6397中的白矮星在颜色星等图中的路径几乎相同，但路径上的白矮星数量却不同。这是由于NGC 6397相对于47 Tuc相对较快的弛豫，并提供了一个警告，即简单地计算星团中随机位置的物体作为测试恒星演化理论的方法可能是危险的，除非动力学考虑在内。
2013-10-01 astro-ph.SR
The white dwarf luminosity function
白矮星是低质量和中等质量恒星的最后残余。它们的演变本质上是一个持续$\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
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
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
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
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
A Gaia DR2 view of white dwarfs in the Hyades
我们利用\textit{Gaia} \，Data Release~2的非常精确的视差、自行和测光来研究毕宿星团的白矮星成员。盖亚测光和八个DA白矮星确认成员的视差被用来计算绝对星等和颜色。这些都是比较了三个独立的套白矮星的演化轨迹，得出冷却时间和白矮星（最终）的质量。所有模型组提供相同的质量值，冷却年龄只有很小的差异。导出的质量和冷却年龄的精度通常为1- 3%。我们推导出的质量一般与文献中的光谱估计一致，而冷却年龄一般较大。最近估计的星系团年龄从盖亚数据释放~2主序列关闭色星等图（790 Myr）已被用来推导祖（初始）质量。我们发现毕宿白矮星（质量在~0.67和~0.84 Mo之间）的初始-最终质量关系的斜率比来自全球估计的相同质量范围的斜率更陡-在整个白矮星质量谱上平均-与采用的冷却模型无关。然而，当考虑到这个年龄估计的误差（+1.6亿-1亿年）时，还不能得出关于这个问题的明确结论。6.9亿年的下限（更接近经典的毕星团年龄600- 6.5亿年）将提供一个更接近全球测定的初始-最终质量关系的斜率。我们还发现了集群的初始-最终质量关系的集群的内在传播的线索。
2018-09-24 astro-ph.SR
The secondary maximum of T CrB caused by irradiation of the red giant by a cooling white dwarf
本文提出用冷却白矮星辐照红巨星的模型解释 T CrB 爆发后约 5 个月出现的次极大，解决了以往模型中的相位不一致问题，并可由下一次爆发检验。
2023-12-02 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
Forging neon-distilling white dwarfs in the stellar engulfments of helium white dwarfs
Princeton University（普林斯顿大学）；Northwestern University（西北大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过氦白矮星被恒星吞噬过程，产生富含^{22}Ne的白矮星，解释白矮星冷却异常和磁现象。
2025-12-31 astro-ph.SR
On the white dwarf cooling sequence with extremely large telescopes
我们提出了新的诊断白矮星（WD）冷却序列和光度函数（LF）在近红外（NIR）波段，将利用未来的灵敏度和分辨率的超大望远镜。氢分子的碰撞诱导吸收（CIA）导致沿WD（WDBTO）冷却序列的清晰定义的蓝色关闭和WD LF中的明亮的次极大值。这些特征在广泛的年龄范围内与年龄无关，并且受金属丰度的影响最小。这意味着WDBTO的近红外幅度是非常有希望的距离指标。越来越多的大规模WD的冷却时间和CIA的发病之间的相互作用导致沿WD（WDRTO）冷却序列的红色关闭和WD LF中的一个明确的微弱的峰值。这些特征对星团年龄非常敏感，在10 ~ 14 Gyr年龄段，K波段暗峰的星等增加0.2--0.25 mag/Gyr。另一方面，在光学WD LF微弱的峰值增加0.17（V带）和0.15（I带）mag/Gyr在同一年龄范围内。此外，我们还建议使用主序列关闭与WDBTO（光学）或WDRTO（NIR）之间的幅度差异。这种年龄诊断也与距离和发红无关。K波段（0.15-0.20 mag/Gyr）的灵敏度平均比光学波段（0.10 [V波段]，0.07 [I波段] mag/Gyr）的灵敏度高两倍。最后，我们还概述了使用新的诊断，以限制结晶后的CO相分离。
2012-11-12 astro-ph.SR
A comparative analysis of the observed white dwarf cooling sequence from globular clusters
本文报道了我们对三个银河系球状星团：NGC_6397，47，Tuccenda和M_4白矮星冷却序列红端观测特征的研究。我们使用深色星等图从档案哈勃太空望远镜（ACS），系统地调查蓝转在微弱的星等和年龄测定每个集群。我们发现NGC 6397和47 Tuc的年龄差为1.98 $^{+0.44}_{-0.26}$ Gyr，这与富金属晕团形成晚于贫金属晕团的观点相一致。我们自洽地包括对祖年龄和初始到最终的质量关系的金属丰度的影响。与以前的研究不同，以前的研究认为每个星团都有一个单独的白矮星质量，数据显示白矮星质量的分布更好地再现了蓝色转折的形状和位置。然而，仅仅这种效应并不能完全重现观测数据--蓝色转折仍有一些神秘之处。在这方面，我们讨论了其他几个潜在的问题，在模型中。这些问题包括可能的部分混合的H和He在大气中的白矮星，缺乏一个很好的物理描述的碰撞引起的吸收过程和不确定性的不透明度在低温下。已知后者在冷主序列的描述中是重要的。另外，我们还发现NGC 6397的现今局域质量函数是顶重型的，而47 Tuc则是底重型的.
2015-12-10 astro-ph.SR
Evolution of a Long-Lived Deep-Seated Main-Sequence Magnetic Field During White Dwarf Cooling
McGill University（麦吉尔大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）
研究揭示了白矮星冷却期间主序星遗留磁场的演化机制，表明深部磁场可通过主序星发电机和等分标度解释观测到的磁场强度差异。
2026-02-09 astro-ph.SR
The Initial-Final Mass Relation among White Dwarfs in Wide Binaries
本文给出了由一颗主序星和一颗白矮星组成的宽双星系统中10颗白矮星的初末质量关系。每个白矮星的温度和重力是通过使用$χ^{2}$拟合算法将理论模型大气拟合到观测光谱来测量的。使用理论冷却轨迹获得冷却时间和质量。根据双星主序星的色球活动，估算了双星的总年龄，其不确定度约为0.17 dex/log \textit{t}。总年龄与白矮星冷却时间之差作为每个白矮星的主序星寿命。每个白矮星的初始质量都是通过恒星演化轨迹和从主序星伴星光谱中得到的相应金属丰度来确定的，从而得到初始-最终质量关系。大多数白矮星的初始质量在1 - 2 M $_{\odot}$之间。我们的研究结果表明，白矮星祖先的金属丰度与其经历的主序后质量损失量之间存在相关性-至少在质量在1 - 2 M $_{\odot}$范围内的祖先之间存在相关性。我们的观测结果与理论模型的比较表明，低质量恒星优先在红巨星分支上失去质量。
2011-12-01 astro-ph.SR
Younger age for the oldest magnetic white dwarfs
本研究通过在MESA代码中引入修正的对流不稳定性判据，发现弱磁场也能显著改变白矮星冷却时间，部分观测白矮星年龄比此前认为的小约10亿年，对宇宙年表学和磁场起源研究有重要意义。
2024-09-12 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
Axions and the luminosity function of white dwarfs. The thin and thick disks, and the halo
白矮星的演化是一个简单的重力热冷却过程。由于它们的光度函数的形状对特征冷却时间很敏感，因此可以使用它的斜率来测试是否存在额外的能量源或能量汇，例如由其他物理理论预测的那些。本文的目的是研究白矮星光度函数的斜率在8到10的辐射热星等范围内的变化，以前归因于轴子发射，有效地，轴子的存在的结果，而不是由恒星形成率引入的人工制品。我们计算理论光度函数的薄和厚盘，恒星晕，包括轴子发射，我们比较它们与现有的观测光度函数。由于这些恒星星族有不同的恒星形成历史，如果是由于轴子或任何其他内在冷却机制，那么斜率变化应该存在于所有恒星的同一位置。一个意想不到的冷却的签名似乎是目前在薄和厚盘的光度函数，以及在晕光度函数。这种额外的冷却与轴子发射是兼容的，因此支持DFSZ轴子的想法，质量在4到10 meV的范围内，可能存在。如果是这样的话，这些轴子可以被未来的太阳轴镜IAO探测到。
2018-04-30 astro-ph.SR
New evolutionary sequences for extremely low mass white dwarfs: Homogeneous mass and age determinations, and asteroseismic prospects
我们提供了一个质量为0.15-0.45 Msun的He核白矮星演化序列的精细均匀网格，包括ELM白矮星（<0.20 Msun）的质量范围。网格是适当的质量和年龄的测定，并研究他们的脉动特性。白矮星序列的计算是通过执行全面的进化计算，考虑的主要能源和化学丰度的变化过程中，白矮星的演变。通过计算一个由Msun ZAMS星和1.4 Msun中子星组成的双星系统在不同轨道周期下的非保守演化，得到了演化白矮星的初始模型。为了推导出He核白矮星的冷却年龄和质量，我们使用一个方案，考虑到模型在Teff-g平面不同区域所花费的时间，对我们的序列所提供的M（Teff，g）和年龄（Teff，g）关系进行最小二乘拟合。当在热态闪蒸序列的情况下，冷却年龄和质量确定的多个解决方案是可能的时，这是有用的。我们还探讨了CNO闪光（~0.2 Msun）的发展临界质量附近的模型的绝热脉动特性。这是由于发现了恒星质量接近这个阈值的脉动白矮星。我们获得了58颗极低质量白矮星（包括3颗脉动星）的可靠和均匀的质量和冷却年龄测定。此外，我们发现有很大的差异的周期间隔分布的g-模式的模型与恒星质量~ 0.2 Msun，这可以被用来作为一种地震工具，以区分恒星经历了CNO闪光在其早期冷却阶段，从那些没有。最后，为了便于应用我们的结果，我们提供了一个简化的网格值有用的获得质量和年龄的氦核白矮星。
2013-07-07 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
Discovery of weak magnetic fields in four DZ white dwarfs in the local 20pc volume. Implications for the frequency of magnetic fields with cooling age
我们报告发现弱磁场在三个白矮星在本地20 pc体积（WD 0816-310，WD 1009-184，WD 1532+129），我们确认的磁性的第四颗星（WD 2138-332），我们以前曾检测到一个领域在3西格玛水平。所有这些白矮星的光谱特征是存在金属线，缺乏H和He线，也就是说，它们属于光谱类DZ。WD 1009-184的Ca II H+K线的偏振信号特别引人注目，振幅为20%，这是由于存在平均视线分量为40 kG的磁场。因此，我们已经确定，至少有40%的已知的DZ白矮星与富含He的大气中包含在20 pc的体积有一个磁场，而进一步的观察需要确定是否剩余的DZ白矮星在相同的体积是磁性或没有。DZ白矮星光谱中的金属线被认为是由岩石碎片的吸积产生的，并且可以认为金属吸积和更高的磁性之间存在联系。然而，我们无法区分磁场和污染大气的存在是否有共同的起源，或者是否是金属线的存在使我们能够在冷的白矮星中检测到更高频率的磁场，否则它将具有无特征的光谱。我们认为，我们近年来所做的新的高灵敏度的纵向场测量与磁场在较老的白矮星中比在较年轻的白矮星中出现得更频繁的想法是一致的。
2019-08-22 astro-ph.SR
Carbon-Oxygen Phase Separation in MESA White Dwarf Models
本研究在MESA软件中实现了碳氧相分离，量化了其对白矮星冷却时标的延迟效应，为构建真实冷却模型网格及探索相变物理过程提供了重要工具。
2023-04-24 astro-ph.SR
The frequency of planetary debris around young white dwarfs
本文报道了利用HST COS在1130 - 1435 A远紫外波段对冷却年龄为20-200 Myr和17000 K < Teff <27000 K的H-大气层（DA）白矮星中金属污染的首次无偏观测结果。大气参数和元素丰度的确定使用理论模型，其中包括由于重力沉降和辐射悬浮的元素分层的影响。我们发现，在所研究的85颗DA白矮星中，有48颗，即56%的白矮星显示出金属的痕迹。在25颗恒星中，这些元素可以单独用辐射悬浮来解释，尽管我们认为最近很可能发生了吸积。剩下的23颗白矮星（27%）目前正在吸积。结合前人的研究，我们发现在~40 Myr到~ 2Gyr的冷却年龄中没有吸积速率的趋势。我们的样本的中间，主要序列的祖先对应于一个恒星的2 Msun，我们发现13 2-3白矮星下降到2-3 Msun晚期B-和A-型恒星目前吸积。在14个Mwd > 0.8 Msun的目标中，只有一个目前正在吸积，这表明大部分是双简并合并，合并盘通常不会重新形成大的微行星或污染残留物。我们再次证实了我们先前的发现，两个白矮星Hyads目前正在吸积岩石碎片。在所有冷却年龄为20-200百万年的白矮星中，至少有27%，可能高达50%，正在吸积行星碎片。当Teff > 23000 K时，白矮星的光度可能足以蒸发星周尘埃，因此没有发现强金属污染的恒星，但在这个冷却年龄和Teff范围内，应该会发生星子破裂事件，并可能导致高质…
2014-04-24 astro-ph.SR
First Detection of the White-Dwarf Cooling Sequence of the Galactic Bulge
我们目前的哈勃太空望远镜数据的低变红人马座窗口在银河系的隆起。在F606 W和F814 W过滤器中观测了人马座窗口扫描太阳系外行星搜索场（3 'x3'），以及另外三个高级巡天照相机和八个宽视场照相机3场，大约每两周观测一次，持续两年，主要目的是通过天体测量微透镜探测隐藏的孤立黑洞和中子星群。在F606 W ~25.5等的两个轴上，自行的测量精度为~0.1 mas/yr（~4 km/s），在F606 W ~28等的两个轴上，自行的测量精度优于~0.5 mas/yr（20 km/s）。自行测量使我们能够分离盘星和核球星，并获得一个清晰的核球色星等图。然后，我们第一次确定了银河系隆起中的一个白矮星（WD）冷却序列，以及十几个候选的极端水平分支恒星。理论和观测结果之间的比较表明，相当一部分的WD（30%）是系统红比CO核心富氢和氦丰富的信封WD的冷却轨道。这一证据表明，在隆起中存在着大量的低质量WD和WD -主序星双星。两颗爆发的矮新星、两颗短周期（P <1d）椭球变星和几颗候选激变变星的发现进一步支持了这一假说。
2014-06-25 astro-ph.SR
On The Evolution of Magnetic White Dwarfs
首次对白矮星大气进行了辐射磁流体动力学模拟。我们表明，对流能量传递严重阻碍时，磁场的等离子体β参数，热磁压力比，变得小于1。抑制白矮星光球层对流的临界场强在B = 1-50 kG的范围内，这比在磁性白矮星中观察到的典型的1-1000 MG场强要小得多，这意味着这些物体具有辐射大气。然后，我们采用演化模型来研究高场磁白矮星的冷却过程，其中对流在整个演化过程中（B > 10 MG）被完全抑制。我们发现，对流的抑制对冷却速率没有影响，直到有效温度（Teff）达到约5500 K的值。在这种情况下，标准的对流序列开始偏离没有对流，由于外层和退化的热能库之间的对流耦合。由于目前还没有已知的磁性白矮星在低温下，这种耦合显着改变了演变，磁性对冷却速率的影响预计不会被观察到。这一结果与最近的一项建议形成了鲜明对比，该建议认为Teff <10，000 K的磁性白矮星的冷却速度明显慢于非磁性简并。
2015-09-17 astro-ph.SR
An Ultramassive 1.28 M$_\odot$ White Dwarf in NGC 2099
利用凯克I低分辨率成像光谱仪，我们在非常富的疏散星团NGC 2099（M37）中观测到了9颗白矮星候选者。光谱显示七颗是DA白矮星，一颗是DB白矮星，一颗是DZ白矮星。其中三颗DA白矮星与单一演化的星团成员一致：一颗超大质量（1.28 $^{+0.05}_{-0.08}$ M $_\odot$）和两颗中等质量（0.70和0.75 M $_\odot$）白矮星。分析它们的冷却年龄使我们能够计算它们的祖先质量，并建立新的约束的初始-最终质量关系。中等质量的白矮星与以前在这个质量区域的工作非常一致。超大质量白矮星的$V$ = 24.5，比其他两个遗迹暗$\sim$ 2等。这颗恒星的光谱质量较低，因此导出的恒星性质（例如，T $_{\rm eff}$，log g）的不确定性比较亮的对应物高几倍。我们测量了这些不确定性，并确定该恒星的最终质量是迄今为止在星团中发现的质量最高的白矮星，但我们无法计算其前身质量，因为在这个高质量和较冷的T $_{\rm eff}$，其推断的冷却年龄对其质量高度敏感。然而，在最高温度下，冷却年龄对超大质量白矮星质量的敏感性只是中等的。这表明，未来对初始-最终质量关系的上质量端的研究必须确定大质量的新形成的白矮星（即，年龄在50- 1.5亿年之间的年轻星团）。
2016-03-01 astro-ph.SR
New Halo White Dwarf Candidates in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了57个微弱的（$g= 19-22$）高自行白矮星的光谱学和近红外测光，这些白矮星是通过Munn等人（2014）对斯隆数字巡天足迹的$\approx3100$平方度重复成像确定的。利用$ugriz$和$JH$测光方法对一个模型大气进行了分析，并用$T_{\rm eff}<4000$ K确定了10颗超冷白矮星，其中包括目前已知的最冷的纯H大气白矮星J1657+2638，用$T_{\rm eff}= 3550 \pm 100$ K确定。冷却年龄大于9 Gyr的大多数对象显示厚盘运动学，并将厚盘的年龄约束为$\geq11$ Gyr。在我们的样本中有四颗白矮星具有大的切向速度（$v_{tan} > 120$ km $s^{-1}$）和UVW速度，与银河系盘相比，它们更符合晕。对于典型的$0.6 M_{\odot}$白矮星，这些晕候选者的冷却年龄范围从2.3到8.5 Gyr。然而，如果这些恒星的质量稍微不足，它们的总主序星+白矮星冷却年龄将与银河系晕一致。鉴于目前大规模调查的星等限制，许多最冷和最古老的白矮星在太阳附近仍未被发现，但即将进行的调查，如GAIA和大型综合巡天望远镜（LSST）应该会发现许多这些难以捉摸的厚盘和晕白矮星。
2016-08-25 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
The updated BaSTI stellar evolution models and isochrones. III. White Dwarfs
我们提出了新的冷却模型的碳-氧白矮星与H-和He-大气，覆盖整个相关的质量范围，以扩展我们更新的BaSTI（一袋恒星轨道和等时线）恒星演化档案。他们已经计算出使用新的祖先计算获得的核心化学分层，采用半经验的初始-最终质量关系。与我们之前的BaSTI计算相比，物理输入已经更新：现在包括了核心中的^{22}Ne扩散，以及更新的CO相图和更新的电子传导不透明度。我们已经计算了各种不同的氖丰度的核心，适合研究白矮星的人口与金属丰度范围从超太阳到金属穷人的模型，并进行了各种测试/比较我们的模型的化学分层和冷却时间。提供了两套完整的计算，为两种不同的选择的电子传导不透明度，以反映当前的不确定性，在评估的电子热导率之间的过渡制度的中度和强简并，至关重要的H和他信封。我们还作出了第一个，初步估计的效果-原来一般是小的-铁沉淀的冷却时间的白矮星模型，最近计算的碳-氧-铁混合物的相图。我们公开了这两组计算的演化轨迹，包括Johnson-Rumins，Sloan，Pan-STARSS，Galex，Gaia-DR 2，Gaia-eDR 3，HST-ACS，HST-WFC 3和JWST测光系统中的冷却时间和量级。
2021-11-17 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
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
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
Discovery of the first resolved triple white dwarf
我们报告了第一个被解析的三重白矮星系统J1953-1019的发现。这个三重星系由一个内部的白矮星双星和一个更宽的伴星组成。使用盖亚DR 2测光和天体测量结合我们的后续光谱，我们得到的有效温度，表面重力，质量和冷却年龄的三个组成部分。这三颗白矮星都有纯氢（DA）大气层，质量为0.60-0.63 Msun，冷却年龄为40-290 Myr。我们采用八个初始到最终的质量关系来估计主序列祖质量（我们发现这是相似的三个组件，1.6-2.6 Msun）和寿命。对于大多数采用的初末质量关系，导出的冷却时间和主序寿命之间的差异是一致的，因此J1953-1019中的三颗白矮星与同时代演化是一致的。此外，我们还计算了内白矮星双星的轨道间距（303.25 +- 0.01 au）以及内双星和外伴星的质心间距（6398.97 +- 0.09 au）。从这些值，并考虑到广泛的可能配置的三重态是目前动态稳定的，我们分析了系统的未来演变。我们发现两颗内部白矮星之间由于Lidov-Kozai振荡而发生的碰撞是不太可能的，尽管如果它发生了，它可能会导致一颗Ia型超新星爆炸。
2018-11-19 astro-ph.SR
