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
The effect of $^{22}$Ne diffusion in the evolution and pulsational properties of white dwarfs with solar metallicity progenitors
由于$^{22}$ Ne的中子过剩量很大，这种同位素会迅速沉积在白矮星的内部。这个过程释放了额外的能量，从而延迟了白矮星的冷却时间。这影响了使用白矮星宇宙年代学得出的不同恒星群体的年龄。此外，在恒星内部区域过多的$^{22}$ Ne改变了布伦特-韦塞拉频率，从而改变了这些恒星的脉动性质。在这项工作中，我们讨论了太阳金属丰度祖先（$Z=0.02$）对白矮星中$^{22}$ Ne沉降的影响。我们对质量为$0.528$、$0.576$、$0.657$和$0.833$ M $_{\sun}$的白矮星进行了演化计算，这些白矮星是从它们的祖先恒星的完整演化计算中得出的，从零年龄主序星开始，一直到中心氢和氦燃烧、热脉冲AGB和后AGB阶段。计算结果表明，在低光度（$\log(L/L_{\sun})\la -4.25$）下，$^{22}$ Ne的沉降使具有太阳金属丰度祖星的白矮星的冷却延迟约1~Gyr.此外，我们还研究了$^{22}$ Ne的沉降对ZZ~Ceti白矮星脉动性质的影响。我们发现，$^{22}$ Ne沉降诱导这些恒星的周期差异大于目前的观测不确定性，特别是在更大质量的白矮星。
2016-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
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
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
Praesepe white dwarfs in Gaia DR2
我们已经利用盖亚数据发布2来研究Praesepe星团的白矮星成员。我们恢复了11个已知的白矮星成员（所有DA光谱类型）加上一个新的集群WD以前从未发现过。在11个已知的DA天体中，有两个没有满足数据发布中的所有质量指标。其余9个已知光谱类型的天体，然后通过将冷却轨迹与它们的色星等图拟合，确定它们的质量（平均误差为3-5%）和冷却时间（平均不确定性为5- 7%）。假设最近的盖亚数据发布2红化和主序列关闭年龄估计来自等时线拟合，我们推导出祖质量，并建立了集群的初始-最终质量关系。我们发现了与我们建立的八颗毕宿白矮星的初始-最终质量关系的一致性，也采用了盖亚数据。我们还研究了使用自洽不同的恒星模型和等时线来确定星团年龄和白矮星祖星寿命对导出的初始质量的影响。根据我们建立的Hyades+Praesepe初始-最终质量关系，最近几组恒星演化计算模型的完整渐近巨星分支阶段平均低估最终白矮星质量，在Praesepe和Hyades观察到的冷却序列所覆盖的初始质量范围内。这些结果在很大程度上取决于假设的红化集群。为此，我们还讨论了考虑Praesepe传统的零红化，而不是从等时线拟合到盖亚色星等图得到的E（B-V）=0.027的情况。
2018-11-30 astro-ph.GA
Binary white dwarfs in the halo of the Milky Way
目的：我们研究了银河系内晕中的单颗和双星白矮星，以了解更多关于晕星群体诞生的条件，如初始质量函数（IMF），恒星形成历史，或双星分数。方法：我们使用二进制人口合成代码SeBa模拟低金属丰度晕星的演化，距离可达~ 3 kpc。我们用两种不同的白矮星冷却模型来预测晕白矮星的现今光度。我们确定了八种不同晕模型的白矮星光度函数（WDLF），并将其与SuperCOSMOS巡天中观测到的白矮星晕WDLF进行了比较。此外，我们还预测了晕中的双星白矮星的性质，并确定了盖亚卫星有望观测到的晕白矮星的数量。结果如下：通过比较WDLF，我们发现标准IMF比头重脚轻的IMF更准确地匹配观察结果，但与底部重的IMF的差异很小。13 Gyr前的恒星形成爆发比10 Gyr前的恒星形成爆发稍好，也比$10-13$ Gyr前的连续恒星形成略好。盖亚将是第一个限制场晕WDLF亮端的仪器，其中来自二进制WD的贡献相当大。其中许多将有他的核心，其中少数具有非典型的表面重力（PDMATHAMN），并达到亮度$\log(L/L_\odot) > 0$在我们的标准模型的WD冷却。这些所谓的前WD，如果观察到，可以帮助我们约束白矮星冷却模型，并可能教我们一些关于晕星的比例，居住在双星。
2014-09-02 astro-ph.GA
White Dwarf Merger Remnants with Cooling Delays on the Q Branch Lack Strong Magnetism
Boston University（波士顿大学）；Institute for Advanced Study（普林斯顿高等研究院）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, University of Oklahoma（俄克拉荷马大学霍默·L·多德物理与天文系）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；University of Victoria（维多利亚大学）
研究发现Q分支白矮星因冷却延迟长而缺乏强磁性，可能源于无磁形成机制或磁性在冷却过程中耗散。
2026-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The white dwarf cooling sequence of 47 Tucanae
图47星团是最有趣、观测和理论研究最充分的球状星团之一。这使我们能够研究我们对白矮星冷却序列的理解的可靠性，面对不同的方法来确定它的年龄，并评估其他重要的特征，如它的恒星形成历史。在这里，我们提出了一个人口综合研究的球状星团47 Tuccino的冷却序列。特别是，我们研究了有效温度的分布，颜色-星等图的形状，以及相应的星等和颜色分布。我们这样做使用最新的人口合成代码的基础上蒙特卡罗技术，它结合了最新的和可靠的冷却序列和准确的建模的观测偏差。我们发现我们的理论模型和观测数据之间有很好的一致性。因此，我们的研究排除了以前的说法，即在中等高的有效温度下，白矮星冷却模型中仍然存在缺失的物理学。我们还得到了年龄的集群使用终止的冷却序列，获得一个很好的协议，使用主序列关闭的年龄测定。最后，我们发现该星团的恒星形成历史与使用主序星获得的一致，主序星预测了两个不同的种群的存在。我们的结论是正确的建模的白矮星人口的球状星团，结合使用的主序星的数量计数提供了一个独特的工具来模拟的球状星团的属性。
2014-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-Gigayear White Dwarf Cooling Delays from Clustering-Enhanced Gravitational Sedimentation
当理论冷却模型完全考虑到白矮星内部稠密等离子体的物理性质时，冷却白矮星（WD）可以得到准确的年龄。我们使用MESA研究冷却模型的一组大规模和超大规模的WD（0.9-1.3 $M_\odot$），以前的模型无法匹配的运动学年龄指标的基础上盖亚DR 2。我们发现，在这个群体中的WD可以解释为C/O核心经历了意想不到的快速$^{22}$ Ne沉淀在强液体内部之前结晶。我们建议，这种快速沉降是由于形成固体团簇的$^{22}$ Ne在液体C/O背景等离子体。我们发现，这些较重的固体团簇下沉速度比个人$^{22}$氖离子，并提高沉降加热速率足以显着减缓WD冷却。MESA模型，包括我们的处方团簇形成和沉积经验的冷却延迟$\approx$ 4 Gyr的WD Q分支，缓解冷却年龄和运动年龄之间的紧张关系。然后，该相同的模型预测与较低质量WD（0.6-0.8 $M_\odot$）中的6 Gyr或更大的结晶相一致的冷却延迟。这样的延迟是兼容的，也许需要的，观察WD人口在当地100 pc WD样本和疏散星团NGC 6791。这些结果激发了新的调查的物理强耦合的C/O/Ne等离子体混合物在强液体状态附近的结晶和测试，通过与所观察到的WD冷却比较。
2020-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Buoyant crystals halt the cooling of white dwarf stars
本研究提出白矮星核心冻结时的固—液蒸馏与浮力晶体上升机制，可释放引力能并使冷却停滞数十亿年，从而解释异常恒定光度星群。
2024-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Exploring the origin of the extended main sequence turn off in M37 through the white dwarf cooling sequence
利用Canada-France-Hawaii Telescope观测M37的白矮星冷却序列，通过自行测量分离星团成员，并将白矮星光度函数与理论模型对比，排除了年龄弥散是导致该星团扩展主序转折点主因的假设。
2023-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of low mass population III stars from the pre-main sequence to the white dwarf cooling track
该研究通过计算不同质量原初金属丰度第三代恒星的演化过程，发现其与高金属丰度恒星及其他原初模型存在演化差异，给出初始-终态质量关系并确定第三代前身星白矮星的最小质量，为观测第一代恒星提供标记。
2023-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A cooling anomaly of high-mass white dwarfs
最近，盖亚数据的力量揭示了在赫兹普龙-罗素图上的高质量白矮星（WD）的增强，称为Q分支。该分支位于最近确定的结晶分支的高质量端。研究其性质，我们发现，数量密度和速度分布上的Q支不能单独的结晶冷却延迟解释，这表明存在一个额外的冷却延迟。为了量化这种延迟，我们统计比较两个年龄指标-动力学年龄推断横向速度，光度等时线年龄-超过一千个高质量的WD（1.08- 1.23 $M_\odot$）从盖亚数据发布2。我们发现，大约6%的高质量的WD必须经历一个8 Gyr额外的冷却延迟的Q分支，除了结晶和合并延迟。这种冷却异常对WD冷却模型是一个挑战。我们指出，$^{22}$ Ne在C/O芯WD中的沉降可以解释这种额外的冷却延迟。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Slowly cooling white dwarfs in NGC 6752
最近，在球状星团M13中发现了一类新的白矮星（"缓慢冷却的白矮星“）。这些恒星的冷却时间会因残余包层中稳定的热核氢燃烧而增加。这些WDs被认为是由水平分支（HB）星产生的，它们分布在HB蓝尾，跳过了渐近巨星分支阶段。为了进一步探索这一现象，我们利用深测光数据与哈勃太空望远镜在近紫外线和调查的WD冷却序列在NGC 6752，另一个银河系球状星团的金属丰度，年龄和HB形态类似于M13的明亮部分。在NGC 6752中导出的归一化WD光度函数与在M13中观测到的非常相似，这与这两个系统沿HB的恒星质量分布几乎相同的事实相一致。与M13的情况一样，与理论预测的比较与所研究的WD的$\sim 70\%$相一致，所研究的WD以比标准的纯冷却WD更慢的速率演化。由于它离地球的距离相对较短，NGC 6752的光度比M13的光度要暗一个数量级，这使我们能够在冷却时间延迟达到$\sim 300$ Myr的情况下对标准WD模型进行采样。本文提出的结果提供了新的证据，缓慢冷却WD的存在，并进一步支持的情况下，提出这种现象和主机星团的水平分支形态之间的直接因果关系。
2022-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST Large Programme on NGC 6752. III. Detection of the Peak of the White Dwarf Luminosity Function
我们报告的白矮星冷却序列的老球状星团NGC 6752，这是化学复杂，主机的蓝色水平分支。这是最后一个球状星团白矮星（WD）冷却序列可由哈勃太空望远镜成像。测光和完备性检验表明，WD冷却序列的光度函数在m_F606W=29.4+/-0.1处达到峰值，与~ 14 Gyr的形式年龄相一致。这个年龄也与主序的转折点（13- 14 Gyr）的年龄相一致，加强了我们的结论，即我们观察到沿着冷却序的白矮星的预期积累。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Double White-Dwarf Cooling Sequence in ω Centauri
我们已经将我们的基于光谱PSF的测光技术应用于ω Cen核心的大量与校准相关的WFC 3/UV-B曝光，并在白矮星冷却序列（WDCS）的右侧部分发现了一个明确的分裂。较红的序列的填充系数约为2。我们可以解释的分离的两个序列和他们的数量比的氦正常和氦丰富的亚群，以前已确定沿集群主序列。蓝色的WDCS由氦正常成分的演化恒星（~0.55 Msun CO核DA天体）组成，而红色的WDCS则拥有富氦恒星的最终产物（~0.46 Msun天体，~10% CO核和~90% He核WD）。氦核WD对应于错过中心氦点火的富氦恒星，我们通过分析沿星团水平分支的人口比来估计它们的分数。
2013-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The "canonical" White Dwarf Cooling Sequence of M5
本研究利用哈勃望远镜近紫外测光数据分析了M5的白矮星冷却序列，发现其光度函数与M3相似且仅含标准快速冷却白矮星，进一步证实了缓慢冷却白矮星现象与球状星团水平分支形态间的因果联系。
2023-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The end of the white dwarf cooling sequence in M 67
在本文中，我们第一次提出了一个自行选择的白矮星（WD）的老银河系疏散星团M 67的样本，下降到底部的WD冷却序列（CS）。颜色-亮度图基于LBC-Blue相机在LBT主焦点处收集的数据。作为第一个时代的数据，我们使用CFHT存档图像收集10年前LBC数据。我们测量了所有确定的源的自行。然后使用自行将前景和背景物体从星团中分离出来，包括WD。最后，将V与B-I色星等图中的场-物净化后的WD CS与模型进行了比较。我们确认，从WD CS底部位置得出的年龄与关闭年龄一致。
2010-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age of the Galactic Stellar Halo from Gaia White Dwarfs
我们使用156 044白矮星候选人与$\geq5σ$显著视差测量从盖亚任务来测量银河系盘的速度色散; $(σ_U,σ_V,σ_W) = (30.8, 23.9, 20.0)$ km s $^{-1}$。我们确定了142个对象是不一致的磁盘成员资格在$>5σ$级别。这是迄今为止发现的最大的场晕白矮星样本。我们进行了详细的模型大气分析，使用光学和近红外测光，并限制每个白矮星的质量和冷却年龄。我们的目标的白矮星冷却年龄范围从J1657+2056的700万年到J1049-7400的10.3 Gyr。后者基于白矮星的物理学原理，为内晕的年龄提供了一个10.3 Gyr的可靠下限。包括白矮星演化前的寿命，并将我们的样本限制在最近形成的白矮星，冷却年龄为$<500$ Myr，我们估计银河系内晕的年龄为$10.9 \pm 0.4$ Gyr（仅内部误差）。我们样本中最冷的白矮星也给出了类似的结果。例如，J1049-7400的总年龄为10.9-11.1 Gyr。我们的年龄测量与其他测量的内晕年龄一致，包括基于白矮星的球状星团M4、NGC 6397和47 Tuc的测量。
2018-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST Imaging of the Closest Globular Clusters -- V. The White Dwarfs Cooling Sequence of M4
本研究结合JWST红外观测与哈勃望远镜历史光学图像，分析球状星团M4的白矮星冷却序列，约束白矮星性质并测定其比NGC 6397年轻0.8±0.5 Gyr。
2025-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quiescent nuclear burning in low-metallicity white dwarfs
我们讨论了具有极低金属丰度祖先（$Z=0.0001$）的富氢DA白矮星冷却序列中剩余核燃烧的影响。这些冷却序列适用于研究非常古老的恒星星族。这里介绍的结果是自洽的，完全进化计算的产物。具体来说，我们遵循的演化白矮星的祖先从零年龄的主序列通过所有的演化阶段，即核心氢燃烧阶段，氦燃烧阶段，和热脉冲渐近巨分支阶段的白矮星阶段。这是对最相关的主序星质量范围进行的，包括白矮星质量最常见的区间--从$0.53\, M_{\sun}$到$0.83\, M_{\sun}$。由于母星的金属丰度较低，白矮星在诞生时就有较厚的氢包层，导致其氢燃烧壳层比太阳系中的同类更强烈。我们研究了核反应仍然很重要的阶段，发现核能源在很长一段时间内起着关键作用，大大增加了标准白矮星模型预测的冷却时间。特别是，我们发现，对于这种金属丰度和白矮星质量小于约$0.6\, M_{\sun}$，核反应的主要贡献者恒星光度低至$\log(L/L_{\sun})\simeq -3.2$。反过来，这应该对低金属量恒星星族的白矮星光度函数有明显的影响。
2013-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting the luminosity function of single halo white dwarfs
白矮星是中低质量恒星演化后留下的化石，演化时间跨度很长。这使我们能够利用它们来探索古老种群的特性，比如星系晕。我们提出了一个群体综合研究的光度函数的晕白矮星，旨在调查哪些信息可以从目前可用的观测数据。我们采用了最新的人口合成代码的基础上蒙特卡罗技术，它结合了最新的和可靠的冷却序列的金属穷人的祖细胞以及准确的建模的观测偏差。我们发现，由于所观察到的样本晕白矮星是限制在最明亮的恒星只有热分支的白矮星光度函数可以用于这样的目的，它的形状功能几乎是最相关的输入，如采用冷却序列，初始质量函数，密度分布的恒星球状体，或通过未解决的双星的分数不敏感。此外，由于观测到的光度的截止值尚未确定，因此只能确定晕族年龄的下限。我们的结论是，目前观察到的晕白矮星人口的样本仍然太少，以获得明确的结论恒星晕的属性，最近计算的白矮星冷却序列，包括剩余氢燃烧应使用贫金属球状星团进行评估。
2015-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Observational Evidence of Flash Mixing on the White Dwarf Cooling Curve
蓝钩星是在大质量球状星团欧米茄Cen和NGC 2808的紫外图像中发现的一类亚发光的极端水平分支星。这些恒星占据了HR图中一个无法用经典恒星演化理论解释的区域。使用新的理论演化和大气模型，我们已经表明，蓝钩星很可能是恒星的后代，经历了广泛的内部混合在后期氦核闪光的白矮星冷却曲线。这种“闪速混合”产生了比正常温度更高的EHB恒星，其大气中的氦和碳显着增强。较大的热辐射修正，加上氢不透明度的降低，使得这些恒星在光学和紫外线下看起来是亚发光的。闪速混合更可能发生在氦丰度高的恒星中，因为它们在主序星序转折处的质量较低。由于这个原因，这种现象在那些大质量的球状星团中更为常见，这些星团显示出氦中次级粒子数增加的证据。然而，高氦丰度本身并不能解释大质量球状星团中蓝钩星的存在。在这里，我们提出了新的观测证据闪光混合，使用最近的HST观测。其中包括六个大质量球状星团的紫外色星等图以及其中一个星系团（NGC 2808）中热亚矮星的远紫外光谱。
2012-01-20 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
JWST imaging of omega Centauri: II. Evidence for a split white dwarf cooling sequence in the near-infrared
基于HST和JWST观测，证实半人马座ω白矮星冷却序列存在分裂，对应不同质量与前身星的两个种群，并揭示其空间分布与运动学差异。
2025-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Masses of Population II White Dwarfs
球状星团是银河系中最早形成的恒星星族之一，因此它们最初的恒星类型光谱中只有一小部分至今仍在主序星上燃烧氢。几乎所有出生时质量大于0.8 M太阳的恒星都演化形成了这些系统的白矮星冷却序列，这些残留物的分布和性质独特地提供了与现在演化的祖星性质有关的线索。通过超深HST成像观测，最近发现了附近四个银河系球状星团中丰富的白矮星种群，并发现它们在H-R图的淡蓝色区域中延伸了令人印象深刻的5 - 8等。在本文中，我们的特点，这些人口II残余物的性质，提出了第一个直接测量的个别白矮星附近的冷却序列的尖端在最近的银河系球状星团，M4。基于Gemini/GMOS和Keck/LRIS多目标光谱观测，我们的结果表明，0.8M太阳星族II主序星演化形成了0.53 +/-0.01M太阳白矮星。我们讨论了这一结果的影响，因为它涉及到我们的理解恒星结构和演化的人口II恒星和年龄的星系晕，测量与白矮星冷却理论。
2009-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
