Two stellar clocks, one history: a Gaia colour-magnitude-diagram reconstruction of the solar-neighbourhood star-formation history tested against white dwarfs
Università di Pisa（比萨大学）；INFN（意大利国家核物理研究所）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天体物理学与空间科学天文台）
研究通过盖亚DR3 CMD重建太阳邻域恒星形成历史，用SFERA代码拟合非简并恒星，采用多种白矮星冷却模型生成合成白矮星种群与观测比较。两种基于CMD的解在SFH主要特征上一致，不同模型的WDLF与观测有差异，Montreal最佳，且微弱尾部不支持老白矮星大量贡献。
2026-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia DR1 completeness within 250 pc and star formation history of the Solar neighbourhood
利用Gaia DR 1，我们结合TGAS的光度计与Tycho-2和APASS光度计，使用色星等图拟合技术计算了250秒差距内太阳邻域的恒星形成历史（SFH）。我们的动态演化的SFH是在很好的协议，从依巴谷目录计算80 pc的太阳，显示出增强的恒星形成率（SFR）在过去的~4 Gyr。然后，我们校正的SFR的光盘增厚随着年龄的增长，以获得一个SFR，是整个太阳能圆柱体的代表，并表明，即使有一个极端的校正，我们的结果是不一致的指数下降的SFR发现最近的研究。最后，我们讨论了如何将这种技术应用到~5 kpc，这要归功于下一个盖亚数据的发布，这将使我们能够量化薄盘，厚盘和晕的SFH。
2018-01-04 astro-ph.GA
The stellar Initial Mass Function of the solar neighbourhood revealed by Gaia
我使用的样本超过120，000颗恒星在太阳附近的视差，星等和颜色估计前所未有的准确性的第二次数据发布的盖亚任务，以获得银河系盘的初始质量函数。一个完整的向前技术是用来考虑人口的未解决的双星，金属丰度分布，恒星形成的历史和它们的变化在银河系盘以及所有的观测效果。初始质量函数的形状很好地表示为分段幂律，在特征质量处有两个中断。它在M~0.15 Ms处有最大值，在较低质量处有显著的平坦化（可能是耗尽），在0.25<M/Ms<1的范围内，α的斜率为-1.34 +/- 0.07。在1 Ms以上，IMF显示出一个突然的下降，斜率范围从α =-2.68 +/- 0.09到α =-2.41 +/- 0.11，这取决于恒星形成历史的分辨率。
2019-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation history of the solar neighbourhood as told by Gaia
盖亚DR2星表是目前最好的恒星天体测量和测光数据来源。银河系的历史在这个数据集中被写在石头上。视差和测光告诉我们恒星现在的位置，它们是什么时候形成的，有什么化学成分，即它们的恒星形成历史（SFH）。我们开发了一个贝叶斯分层模型，适用于重建SFH的解决恒星星族。我们研究的恒星亮度比$G\,=\,15$在100 pc的太阳在盖亚DR 2和推导出SFH的太阳附近的协议与以前的测定和改进后，因为我们检测到化学富集。我们的研究结果表明，最大的恒星形成活动约10 Gyr前，产生大量的恒星略低于太阳的金属丰度（Z=0.014），其次是恒星形成减少到最低水平发生约8 Gyr前。经过一段平静的时期后，恒星的形成在大约5 Gyr前达到最大值，形成太阳金属量（Z=0.017）的恒星。最后，恒星的形成一直在减少，直到现在，在剩余的水平上形成Z=0.03的恒星。我们测试的影响，在推断SFH忽略未解决的双星样本中的存在，减少视极限星等，并修改恒星的初始质量函数。
2020-11-11 astro-ph.GA
Kinematics and history of the solar neighbourhood revisited
我们使用自行和自行车从新的减少依巴谷数据和日内瓦-哥本哈根径向速度的一个完整的样本~15000主序星和次巨星，和新的帕多瓦等时线约束的运动学和恒星形成历史的太阳附近。我们重新推导了太阳运动和局部速度椭球的结构。当主速度频散随时间t^β增加时，σ_W（β_W~0.45）的指数β大于σ_U（β_U~0.31）的指数β。对于三维速度弥散，我们得到β=0.35。我们排除了Quillen和Garnett（2000）提出的~3 Gyr后的盘加热饱和。对于最老的恒星，不能排除在>~4 Gyr之后的饱和以及速度色散的突然增加。对于我们所有的模型，恒星形成率都在下降，现在比开始时低2-7倍。SFR呈指数下降的模型有利于非常高的盘年龄在11.5和13 Gyr之间，并排除年龄低于10.5 Gyr，因为它们产生更差的拟合数量密度和速度分散的红星。SFR是代表薄盘和厚盘的两个递减指数之和的模型倾向于年龄在10.5和12 Gyr之间，下限为~10.0 Gyr。虽然在我们的模型中，恒星形成速率的峰值早得令人惊讶，但太阳邻域恒星的平均形成时间要晚于星系形成的从头算模型，这可能是由于这种模型的弱点。
2009-05-15 astro-ph.GA
The kinematics of Galactic disc white dwarfs in Gaia DR2
我们提出了一个分析的银河系盘白矮星恒星在太阳附近使用的数据从盖亚数据发布2的运动学。根据视差选择白矮星提供了迄今为止第一个大的、运动学上无偏见的太阳邻域白矮星样本。太阳邻域运动学的各种经典性质已被检测到的第一次在WD人口。光盘白矮星人口表现出的绝对星等和平均年龄之间的相关性，我们利用获得一个独立的估计太阳运动相对于当地标准的休息。发现这是$(U,V,W)_{\odot} = (9.5\pm1.2, 7.5\pm1.2, 8.2\pm1.2)$ kms $^{-1}$。$UW$成分与主序星的研究结果一致，但$V$成分不同，可能受到圆盘中金属丰度梯度引起的系统学的影响。速度椭球的变化强烈的幅度，并表现出显着的顶点偏差在$UV$平面约15度，由于非轴对称的银河系的潜力。这项研究的结果提供了一个重要的输入自行调查的白矮星，这需要的速度分布的知识，以纠正丢失的低速恒星，从样本中剔除，以减少亚矮星污染。
2019-01-15 astro-ph.GA
Local stellar formation history from the 40 pc white dwarf sample
基于Gaia 40秒差距白矮星样本和种群合成模型，重建了过去约105亿年的本地恒星形成历史，并验证了模型假设对结果影响不显著。
2023-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparison of methods used to derive the Galactic star formation history from white dwarf samples
本文以Gaia定义的40 pc白矮星样本为基准，比较了三种推导本地银河系恒星形成历史的方法，并考虑了初始质量函数、冷却年龄等不确定性，发现三种方法在现有天体物理关系的不确定性范围内结果一致，无定量优劣之分。
2025-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The velocity distribution of white dwarfs in Gaia EDR3
使用惩罚的极大似然估计，第一次，在太阳附近的白矮星的速度分布。我们的样本包括129 675个白矮星在500 pc的盖亚早期数据发布3白矮星速度分布揭示了类似的结构，其余的太阳邻居星，反映了白矮星受到相同的动力学过程。然而，在速度分布的三个大小分仓的子样本，我们发现一个新的结构在$(U, V) = (7, -19)$公里的$^{-1}$在较暗的样本，可能有关后发座Berenices流。对于较暗的样品，我们还在$U$ - $W$中在$U \approx -30$ km s $^{-1}$处以及在$V$ - $W$中在$V \approx -20$ km s $^{-1}$处看到双峰特征。我们确定的速度分布和速度矩的绝对幅度的函数为两个样本的基础上确定的分歧盖亚数据发布2中的颜色-幅度图。在所有星等上，较亮、较红的序列比较暗、较蓝的序列具有更大的速度色散。很难将这种运动学上的差异与纯粹由大气成分引起的分歧相协调，而它恰好与两个序列之间的显著年龄差异相吻合。我们的研究结果提供了新的见解白矮星的运动学特性，并展示了分析技术的力量，工作的大部分恒星没有测量径向速度在当前时代的大规模天体测量调查。
2022-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia DR2 halo white dwarf population: the luminosity function, mass distribution and its star formation history
我们分析了由盖亚第二次数据发布确定的95个晕白矮星候选者的体积有限的几乎完整的100 pc样本。基于一个详细的人口合成模型，我们应用的方法，依赖于盖亚天体测量和测光精确地推导出个人的白矮星参数（质量，半径，有效温度，辐射热光度和年龄）。用我们的25颗白矮星进行了测试，我们对它们进行了光谱分析。我们建立和分析的晕白矮星光度函数，我们发现第一次可能的证据，在其最暗的结束，导致年龄估计$\simeq12\pm0.5 $陀螺。样品的质量分布在$0.589\,M_{\odot}$处达到峰值，白矮星的$71\%$质量低于$0.6\,M_{\odot}$，只有两颗质量超过$0.8\,M_{\odot}$的白矮星。从年龄分布中，我们发现了三颗总年龄超过12 Gyr的白矮星，其中J1312-4728是已知年龄最大的白矮星，年龄为$12.41\pm0.22 $ Gyr。我们证明，恒星形成的历史主要特点是爆发的恒星形成，发生在10至12 Gyr在过去，但延长到8 Gyr。我们还发现，恒星形成历史的峰值集中在11 Gyr左右，这与盖亚-土卫二相遇的当前年龄相符。最后，我们的晕样本的$13\%$被高速年轻物体（总年龄<7 Gyr）污染。这些白矮星的起源尚不清楚，但它们的年龄分布可能与人马座星系的遭遇相符。
2021-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The star formation history in the solar neighborhood as told by massive white dwarfs
白矮星是低质量和中等质量恒星的残余。由于电子的简并性，它们的演化只是一个简单的重力热冷却过程。最近，由于盖亚的数据，已经有可能构建太阳附近（d < 100 pc）大质量（0.9 < M/Msun < 1.1）白矮星的光度函数。由于它们的祖先的寿命非常短，父母和女儿的出生时间非常接近，可以重建（有效）恒星形成率。这个速率在银河系早期从零开始增长，在6-7 Gyr前达到最大值。它下降了，大约5 Gyr前开始再次攀升，在过去达到最大值2 - 3 Gyr，此后下降。有一些最近恒星形成爆发的痕迹，但这里使用的方法不适合最近出生的白矮星。
2019-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar substructures in the solar neighbourhood. II. Abundances of neutron-capture elements in the kinematic Group 3 of the Geneva-Copenhagen survey
星系中化学元素的演化与其恒星形成历史有关。恒星形成历史的变化是在不同的超新星事件和渐近巨星分支星产生的化学元素的相对丰度。我们确定详细的元素丰度的S-和R-过程中的元素在属于第3组的日内瓦-哥本哈根调查的恒星，并比较它们的化学成分与银河系盘星。其目的是寻找可能的化学特征，这些特征可能提供有关这一运动学恒星群形成历史的信息，这被认为是与被破坏的卫星的残余物相对应。高分辨率光谱是用拉帕尔马北欧光学望远镜的FIES摄谱仪获得的，并用差分模型大气方法进行了分析。用同样的方法对比较星进行了观测和分析。主要由s-过程产生的化学元素丰度与具有相同金属丰度的银河系薄盘矮星相似，而主要由r-过程产生的化学元素丰度则过剩。类似的元素丰度在银河系厚盘星中也有观测到。日内瓦-哥本哈根巡天第3组恒星的化学成分、运动学特性和年龄支持了富含气体的卫星合并情景，这是对起源最有可能的解释。第三族恒星和厚盘恒星的化学成分相似，这可能表明它们的形成历史是有联系的。
2013-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new method to retrieve the star formation history from white dwarf luminosity functions -- an application to the Gaia catalogue of nearby stars
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）
提出基于马尔可夫链蒙特卡洛采样预计算部分白矮星光度函数的方法，从盖亚数据中反演邻近恒星形成历史，与多种独立方法在0.1-9 Gyr年龄范围内高度一致。
2026-06-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Lessons learnt from the Solar neighbourhood and the Kepler field
设定银河系盘130亿年历史中形成的事件的时间轴是星系形成理论的主要挑战之一。利用晚型恒星实现这一目标是可能的，因为它们的寿命很长，可以被视为银河系形成的各个时期的化石遗迹。有两种主要的方法可以可靠地测定晚型恒星的年龄：在关闭和亚巨星区域的恒星的天体测量距离，或者沿着红巨星分支的振荡频率。到目前为止，这些方法已经应用于太阳附近的大样本恒星，并在开普勒领域。我回顾了这些研究，强调它们是如何相互补充的，并强调了它们为银河系建模提供的一些限制。最后，我的前景和协同作用，天体测量（盖亚）和asteroseismic空间任务保留到银河系考古学领域，并主张调查选择功能应尽可能简单，依靠基本的观测，如颜色和大小。
2015-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chronos --- Taking the pulse of our Galactic neighbourhood (ESA Voyage 2050 White Paper)
欧空局航行长期计划中考虑的2035- 2050年期间，将与银河系恒星成分表征方面的一系列可预见的进展相吻合。盖亚任务与大规模光谱调查相结合，正在帮助建立一个前所未有的银河系恒星星族天体测量、运动学和化学性质的普查。在十年内，对数亿颗恒星的这种性质的精确测量将成为可能。与此同时，由CoRoT和Kepler/K2发起并由TESS和PLATO等空间任务或LSST等地面项目进行的时域调查将使星震学达到高度成熟。将来自星震学的精确年龄与大型恒星样本的天体测量和光谱数据相结合，使银河系考古学家能够对银河系的组装历史获得新的见解。最近的突破-基于在数万颗红巨星中探测到类似太阳的振荡-证明了这种方法的潜力。因此，我们相信，全天空、高节奏、长时间的恒星变率调查将成为2035-50年期间的科学优先事项。这里提出的克罗诺斯概念是对盖亚的时域扩展。它将允许对距离太阳1.7千秒差距内的50万颗红巨星进行质量和年龄估计，从而为我们对银河系动力学和考古学的理解提供新的视角。在目标恒星方面，克罗诺斯将通过测量从亚巨星分支到早期AGB的恒星，弥合PLATO和LSST之间的差距。最后，它将在综合天空覆盖范围和观测持续时间（整个天空2 x 3.75个月，CVZ>5年）方面超过以前能够进行星震学的所有调查。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Galactic Phylogenetics
系统发生学是进化生物学中广泛使用的概念。它是通过构建代表分支模式和序列的树来重建进化历史。这些树代表着共享的历史，我们的意图是将这种方法应用于银河系历史的分析。在银河系考古学中，共享环境是恒星形成的星际介质，并为作为方法论工具的树构建提供了基础。使用太阳型恒星的元素丰度作为DNA的替代，我们在Jofre等人2017年建立了这样一个进化树来研究太阳邻域的化学演化。在本文中，我们总结了这些结果并讨论了未来的前景。
2017-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The white dwarf population within 40 pc of the Sun
白矮星的光度函数是了解太阳邻域性质的重要工具，如恒星形成历史和年龄。本文对距太阳40秒差距以内的白矮星进行了星族合成研究，并将研究结果与观测样品的性质进行了比较。我们使用一个国家的最先进的人口合成代码的基础上蒙特卡洛技术，它结合了最新的和可靠的白矮星冷却序列，准确的描述银河系附近，和现实的治疗所有已知的观测偏差和选择程序。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。特别是，我们的模拟再现了一个以前无法解释的功能，明亮的分支的白矮星光度函数，我们认为这是由于最近的一集恒星形成。我们还利用观测到的白矮星光度函数的截止点位置推导了太阳邻域的年龄，得到~8.9+-0.2 Gyr。我们的结论是，一个详细的描述的人口的白矮星的集合属性的40 pc的太阳，使我们能够获得有趣的限制太阳附近的历史。
2016-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar substructures in the solar neighbourhood. I. Kinematic group 3 in the Geneva-Copenhagen survey
银河系考古学是研究银河系形成和演化的有力工具。我们使用这种技术来研究运动组的F-和G-恒星在太阳附近。根据轨道参数之间的相关性，最近确定了三个新的相干恒星群，并认为它们对应于被破坏的卫星的残骸。我们确定详细的元素丰度属于这些群体之一的恒星，并比较其化学成分与银河系盘星。其目的是寻找可能的化学特征，这些特征可能会提供有关这一运动学恒星群历史的信息。高分辨率光谱是用拉帕尔马北欧光学望远镜的FIES摄谱仪获得的，并用差分模型大气方法进行分析。用同样的方法对比较星进行了观测和分析。20颗恒星的[Fe/H]平均值为-0.69 ± 0.05 dex。与银河系薄盘矮星和薄盘化学演化模型相比，氧和α-元素的元素丰度过多。这种丰度模式与银河系厚盘具有相似的特征。在日内瓦-哥本哈根巡天的第3组中，均匀的化学成分以及恒星的运动学性质和年龄提供了它们共同起源的证据，并可能与古代合并事件有关。研究组中的恒星和厚盘恒星的化学成分相似，这可能表明它们的形成历史是相关的。
2012-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Canada-France Imaging Survey: Reconstructing the Milky Way Star Formation History from its White Dwarf Population
白矮星是初始质量为$\lesssim$ 8 M $_{\odot}$的恒星的残余物，它包含了关于恒星星族形成历史的宝贵信息。在本文中，我们使用深，高品质，u波段测光从加拿大法国成像调查（CFIS），格里兹测光从泛星1（PS1），以及自行从盖亚DR 2，选择25,156白矮星候选人超过$\sim$ 4500度$^2$使用简化自行图。我们开发了一个新的白矮星人口合成代码，返回模拟观测银河系场白矮星人口为一个给定的恒星形成历史，同时考虑到银河系的几何形状，调查参数和选择效果。我们用这个模型推导出薄盘、厚盘和恒星晕的恒星形成历史。我们的研究结果表明，银河系盘开始形成恒星（11.3 $\pm$ 0.5）Gyr前，与（8.8 $\pm$ 1.4）M $_{\odot}$ yr $^{-1}$在（9.8 $\pm$ 0.4）Gyr的峰值率，直到今天缓慢下降到一个恒定的速度--与最近的结果表明与卫星星系合并事件相一致。研究数据和最佳拟合模型之间的残差显示，在过去的3 Gyr中，恒星形成略有增加。我们拟合了氦-大气白矮星的局域分数为（21 $\pm$ 3）%。用未来的宽场巡天数据，如LSST、Euclid、CASTOR和WFIRST，来验证这种方法，应该可以通过白矮星提供一个前所未有的视角来观察银河系最早期的形成。
2019-11-06 astro-ph.GA
Ultra-fine dark matter structure in the Solar neighbourhood
对地球上暗物质的直接探测关键取决于它的密度和毫秒差距尺度上的速度分布。传统的N体模拟无法达到这个尺度，因此需要开发其他方法。在本文中，我们将Fantin等人在2008年开发的方法应用于基于宇宙学的合并树，将其转化为一种有用的工具来再现和分析银河系系统的合并历史。该模型的目的是研究当前和下一代定向暗物质探测器的任何超细结构的影响。我们发现类银河系的速度分布几乎是平滑的，这是由于多次合并产生的许多粒子流的重叠。只有合并10^10兆太阳的分析才能在超局部速度分布中产生重要的特征，并能在当前实验所能达到的分辨率下检测到。
2011-08-22 astro-ph.GA
White Dwarf Cosmochronology in the Solar Neighborhood
太阳附近恒星形成历史的研究是恢复银河系早期阶段和演化信息的有力手段。我们提出了一种新的方法，它包括直接探测附近的恒星残骸的形成历史。我们依赖于体积完整的样品白矮星在20 pc，其中准确的冷却年龄和质量已经确定。利用已得到良好表征的初终质量关系，恢复了局部简并样品的初始质量（1 <M/Msun <8）和总年龄。我们校正了将我们的结果转化为全球恒星形成率所必需的适度偏差，这可以与基于太阳附近主序星属性的类似研究进行比较。我们的方法提供了除了最近时期之外的所有年龄的精确形成率，结果表明，与5 <Age（Gyr）<10的范围相比，过去5 Gyr的太阳邻域的形成率有所提高。此外，观测到的本地样本中最古老的白矮星的总年龄约为10 Gyr，这与早期的开创性研究相一致，这些研究已经确定了恒星残骸的银河系圆盘的年龄。我们研究的主要缺点是本地白矮星样本的小尺寸。然而，所提出的技术可以应用于更大的样本在未来。
2014-06-19 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
The White Dwarf Luminosity Functions from the Pan-STARRS 1 3π Steradian Survey
从Pan-STARRS 1 3π球面度巡天处理第二版中选取了大量的白矮星样本，通过自行和颜色两种方法，构造了太阳附近的盘和晕的白矮星光度函数。根据历元数据重新计算了四参数天体测量解。然后用广义最大体积法计算种群密度。在去掉银道面和银道中心附近的密集区域后，最终得到的天区为7.833 sr，占3π天区的83%，占整个天区的62%。通过使用Voronoi曲面细分划分天空，在积分的每一步都重新计算光度和天体测量的不确定性，以提高最大体积的精度。星际变红被认为是整个工作。我们发现了一个盘晕比约为100的白矮星。
2018-10-03 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Age-resolved chemistry of red giants in the solar neighbourhood
在银河系高分辨率光谱恒星巡天的时代，具有多种元素详细丰度的恒星数量正在迅速增加。这些元素丰度直接受到银河系演化历史的影响，但如果没有丰度富集的绝对时间轴，这可能很难解释。利用APOGEE观测到的721颗太阳近邻依巴谷红巨星的样本，给出了[M/H]、[α/M]和17种单个元素的年龄-丰度趋势。这些年龄趋势是通过Feuillet等人（2016）提出的贝叶斯分层建模方法确定的。我们证实，太阳附近的[α/M]年龄关系是陡峭的，相对较窄（0.20 dex年龄离散），[O/M]和[Mg/M]年龄关系也是如此。[C/N]的年龄趋势陡峭而平滑，与恒星演化相一致。[M/H]-年龄关系的平均年龄离散度为0.28 dex，整体结构复杂。在我们的样本中，最古老的恒星是那些金属丰度最低和最高的恒星，而最年轻的恒星是那些具有太阳金属丰度的恒星。这些结果提供了强有力的约束银河系化学演化（GCE）的理论模型。我们将它们与单区GCE模型和多区混合物的预测进行了分析和数值比较。这些比较支持了这样的假设，即太阳附近的恒星是由在银河系中心半径范围内出生的恒星组成的，并且最富含金属的恒星可能是从一个恒星形成更早和更快的区域迁移而来的，例如银河系内部。
2018-03-16 astro-ph.GA
On the resolution requirements for modelling molecular gas formation in solar neighbourhood conditions
分子氢（H $_2$）和一氧化碳（CO）的形成对湍流星际介质的体积和柱密度分布很敏感。在本文中，我们研究H $_2$和CO的形成在一个大型的流体动力学模拟周期性的盒子驱动超音速湍流，以及在碰撞流与\textsc{Flash}代码。模拟包括一个非平衡化学网络，气体自重，和扩散辐射转移。我们调查所需的空间分辨率，以获得收敛的H $_2$和CO的质量分数和形成历史。通过数值试验，我们发现H $_2$在$\lesssim0.2$ ~pc的空间分辨率下收敛，而CO收敛所需的空间分辨率为$\lesssim 0.04$ ~pc.我们从我们的数值结果中推导出两个临界条件：模拟必须至少解决以下密度：（1）计算域中每个单元中的分子形成时间等于解离时间，以及（2）形成时间等于典型的单元交叉时间。对于H $_2$和CO，第二个标准更具限制性。我们推导的公式可以用来检查分子形成是否收敛在任何给定的模拟。
2018-12-10 astro-ph.GA
BGM FASt: Besançon Galaxy Model for Big Data. Simultaneous inference of the IMF, SFH and density in the Solar Neighbourhood
我们开发了一个新的理论框架来生成贝桑松星系模型快速近似模拟（BGM FASt），以解决银河系结构和演化的基本问题，并进行多参数推断。作为我们的策略的第一个应用程序，我们同时推断IMF，恒星形成历史和恒星质量密度在太阳附近。BGM FASt策略基于重新加权方案，该方案使用特定的预采样模拟，并且假设银河系中生成的恒星的分布函数可以通过解析表达式来描述。为了验证BGM FASt，我们执行一组测试。最后，我们使用BGM FASt与近似贝叶斯计算算法来获得推断参数的后验PDF，通过比较合成与Tycho-2色幅图。结果：验证显示BGM FASt和标准BGM之间非常好的一致性，BGM FASt快$\approx 10^4$倍。通过分析Tycho-2的数据，我们得到了一个薄盘星形成历史随时间的减少和$1.2 \pm 0.2 M_\odot/yr$的现在速率。太阳邻域内的恒星总质量密度为$0.051_{-0.005}^{+0.002} M_\odot/pc^3$，而局部暗物质密度为$0.012 \pm 0.001 M_\odot/pc^3$。对于复合IMF，我们获得了在$0.5 M_\odot$和$1.53M_\odot$之间的质量范围内的$α_2={2.1}_{-0.3}^{+0.1}$的斜率。高质量范围内的斜率结果在$4M_\odot$之前是可信的，并且高度依赖于消光图的选择（分别获得两种不同消…
2018-10-04 astro-ph.GA astro-ph.IM
Search for the coolest white dwarfs in the Galaxy
到目前为止，在不同的调查中已经发现了一些所谓的超冷白矮星。然而，根据传闻证据，大多数或所有这些超冷的白矮星都是双星演化的低质量产物，因此不能代表最古老的白矮星。它们的低质量导致相对高的光度，使它们成为第一个在相对较浅的调查中发现的冷白矮星。需要对最古老、质量最大、冷却时间最长的白矮星进行更深入的观测。我们报告一个正在进行的项目，结合深红外和光学数据的结果。由于光谱能量分布与其他类型的恒星天体非常不同，这种结合加上自行信息将允许非常冷的白矮星的明确识别。由光谱能量分布得到的大气参数和由红外观测数据推断的自行可以用来构造厚盘和晕的白矮星光度函数。从这些我们将能够测试早期恒星形成的历史和初始质量函数的第一个恒星星族。
2010-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar substructures in the solar neighbourhood. III. Kinematic group 2 in the Geneva-Copenhagen survey
根据轨道参数之间的相关性，最近在银河系圆盘中发现了几个新的相干恒星群，并认为它们对应于被破坏的卫星的残余物。为了重建它们的起源，至少必须知道三个主要的观测参数--运动学、化学成分和年龄。我们确定详细的元素丰度属于所谓的日内瓦-哥本哈根调查组2的恒星，并比较与银河系薄和厚盘恒星，以及大角星和AF 06流的化学成分。其目的是寻找可能提供有关这组恒星运动学形成历史信息的化学特征。高分辨率光谱是用拉帕尔马北欧光学望远镜的FIES摄谱仪获得的，并用差分模型大气方法进行了分析。用同样的方法对比较星进行了观测和分析。第2族32颗恒星的[Fe/H]平均值为-0.42 +-0.10 dex。被调查的群体主要由两个8-和12-Gyr的恒星星族。氧、α-元素和r-过程主导元素的丰度比银河系薄盘矮星高。这种元素丰度模式与银河系厚盘的特征相似。第2族恒星的化学成分与厚盘恒星的相似性可能表明它们的形成历史是相关的。在研究的恒星中，恒星的化学成分、运动学性质和年龄提供了它们共同起源的证据，并可能与古代合并事件有关。一个富含天然气的卫星合并的情况下提出的最有可能的起源。日内瓦-哥本哈根调查的第2组和第3组可能起源于同一合并事件。
2014-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution of Isotope Ratios in the Milky Way Galaxy
同位素比值为研究恒星演化、超新星和星系化学演化的细节打开了一扇新的窗口。我们提出的元素丰度（从C到Zn）在太阳附近的同位素比的演变，凸起，晕，厚盘，使用化学演化模型与更新的渐近巨分支（AGB）恒星和核心塌陷超新星的产量。由于初始母体质量和金属丰度对元素生成的影响，每种元素的演化历史是不同的。在凸起和厚盘中，恒星形成的时间尺度比太阳附近的短，导致更高的[α/Fe]比率。同样，Ia型超新星在这些区域的贡献较小，导致[Mn/Fe]比值较低。同样在核球中，[（Na，Al，P，Cl，K，Sc，Cu，Zn）/Fe]丰度较高，这是由于金属丰度对核塌缩超新星产生元素的影响。根据我们的预测，有可能发现富含金属的恒星（[Fe/H]>-1），这些恒星是在早期宇宙中快速形成的结果。晕的化学富集时间尺度比太阳附近的长，因此[（C，F）/Fe]和12 C/13 C的比值较高，这是由于低质量AGB星的显著贡献。虽然[α/Fe]和[Mn/Fe]比值与太阳附近相同，但[（Na，Al，P，Cl，K，Sc，Cu，Zn）/Fe]比值预计会更低。此外，我们预测的同位素比值，如24 Mg/25，26 Mg是较大的，因为低金属丰度超新星的贡献。利用同位素比率，可以选择在化学富集效率低的系统中形成的恒星，例如在我们银河系中吸积的卫星星系。
2011-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic structures of the Solar neighbourhood revealed by Gaia DR1/TGAS and RAVE
太阳附近恒星的速度分布是不均匀的，并且有丰富的恒星流和运动学结构。这些可能保留了银河系形成和动力学历史的重要线索。然而，许多溪流和结构的性质和起源尚不清楚，阻碍了我们对银河系如何形成和演化的理解。我们的目标是研究太阳附近恒星的速度分布，并研究单个运动学结构的性质，以提高我们对它们起源的理解。利用Gaia DR 1/TGAS提供的天体测量数据和RAVE DR 5的径向速度，我们对55831颗U和V速度不确定度小于4 km/s的恒星进行了小波分析。使用自卷积直方图方法对输出数据进行滤波，然后运行蒙特卡罗模拟来验证由于速度不确定性而检测到的结构是真实的。此外，我们通过将所有恒星分为附近的样本（<300 pc）和遥远的样本（>300 pc）以及两个化学定义的样本来分析我们的恒星样本，这两个样本在第一程度上代表了薄盘和厚盘。通过盖亚DR 1 TGAS提供的更大的恒星样本和更高精度的距离，自行，我们已经表明，太阳附近恒星的速度分布包含比以前已知的更多的结构。发现了一个新的特征，并以高置信度确认了三个最近检测到的组。根据距离和/或金属丰度对样本进行划分，发现存在各种各样的结构，这些结构可分为大尺度和小尺度的组，其中一些具有明显的金属丰度趋势，另一些则是两种盘星的混合物，并在此基础上讨论了每一组的可能起源。
2017-09-20 astro-ph.GA
Kinematic origin of white dwarfs in the solar neighborhood
本研究利用Gaia数据结合银河系轨道积分与种群合成代码，分析了太阳附近100秒差距内白矮星的银河系轨道、形成区域及观测偏差，发现太阳邻近区域具有过渡性，但Gaia观测的运动学性质能代表500秒差距内的总种群。
2024-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using heritability of stellar chemistry to reveal the history of the Milky Way
由于化学丰度在恒星的世代之间继承，我们用它们来追踪银河系的进化历史。我们提出了一个强大的方法来创建一个系统发育树，一个生物学工具，几个世纪以来用于研究遗传性。结合我们的恒星年龄和动力学特性的信息，我们重建了78颗恒星在太阳附近的共享历史。在我们的树的分支模式支持的情况下，厚磁盘是薄磁盘的祖先人口。从厚盘到薄盘的过渡显示出异常，我们将其归因于恒星形成爆发。我们的树显示了类似太阳的恒星的变化的进一步特征，可能与创造我们太阳系的小恒星形成增强有关。在本文中，我们展示了系统发育观点和跨学科合作的巨大潜力，借助从生物学中借来的技术，我们可以研究有助于银河系演化的关键过程。
2020-11-12 astro-ph.GA
Manganese spread in Ursa Minor as a proof of sub-classes of type Ia supernovae
上下文最近，Ia型超新星（SNe Ia）的新子类被发现，包括SNe Iax。SNe Iax的祖先可能相对较大，可能是C+O+Ne混合的白矮星，它可以在低金属丰度时引起白矮星风。还有另一类可能在低金属丰度或零金属丰度时发生：在标准C+O白矮星的单和/或双简并系统中的次亚克拉塞卡质量爆炸。这些爆炸与正常的克拉塞卡质量爆炸相比具有不同的核合成产额。目的。我们测试这些超新星Ia通道使用其特征化学签名。方法. Ia型超新星的两个子类可能比正常的Ia型超新星更稀有，并且不会影响太阳附近的化学演化;然而，由于延迟时间较短和/或金属丰度依赖性较弱，它们可能会影响贫金属系统的演化。因此，我们已经包括在我们的随机化学演化模型的矮球状星系小熊座。结果该模型预测在低金属丰度的星际介质中[Mn/Fe]呈蝴蝶状分布，同时在[Fe/H]比太阳附近低的情况下[α/Fe]比下降，这两者都与观测到的小熊座恒星丰度一致。结论.我们的模型和现有的观测结果之间令人惊讶的协议提供了一个强有力的迹象，这些新的子类的超新星Ia的起源。这一结果需要通过我们银河系其他卫星星系中锰的未来丰度测量来证实。对于这个项目来说，至关重要的是，测量的不是最极端的贫金属尾部，而是相反的;矮椭球体富含金属的一端。
2017-08-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Mass and Age Distribution of Halo White Dwarfs in the Canada-France Imaging Survey
我们目前的光谱学的18晕白矮星确定使用测光从加拿大-法国成像调查和泛星1 DR 1 3 $π$调查结合天体测量从盖亚DR 2。该样品包含13个DA，1个DZ，2个DC和两个潜在的奇异类型的白矮星。我们拟合光谱和光谱能量分布，以获得温度和表面重力，然后使用恒星等时线和初始到最终质量关系将其转换为质量，然后转换为年龄。我们发现一个大的年龄分布，这是不符合预期的形成场景的星系晕。我们发现一个平均年龄为9.03 $^{+2.13}_{-2.03}$ Gyr和4.21 $^{+2.33}_{-1.58}$ Gyr的内晕使用极大似然方法的分散。这一结果表明，在当地的晕人口延长恒星形成的历史。
2021-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
White dwarf cooling sequences and cosmochronology
白矮星的演化是一个简单的重力热过程。这意味着它们的光度函数，即每单位热星等和单位体积的白矮星数量作为热星等的函数，是一个单调增加的函数，由于银河系的有限年龄而突然减少。最近的大型巡天观测所获得的白矮星光度函数的精确度和准确度，以及白矮星演化理论模型的质量的提高，使人们有希望在不久的将来重建银河系不同种群的历史。
2012-12-04 astro-ph.GA
The Fifth Catalogue of Nearby Stars (CNS5)
我们提出的第五个目录附近的恒星（CNS 5）的汇编，从盖亚EDR 3和依巴谷天体测量和光度数据的基础上，并补充了从地面进行的天体测量调查在红外线的补充。CNS 5的目的是提供最完整的太阳附近天体样本。对于所有已知的恒星和棕矮星在25秒差距球围绕太阳，基本的天体测量和光度参数。此外，我们还提供了太阳附近恒星内容的色星等图和各种光度函数，并对CNS 5星表的完整性进行了验证。我们编制了一个恒星和褐矮星的样本，这些恒星和褐矮星最有可能位于太阳的25 pc范围内，考虑了来自盖亚EDR 3和依巴谷的天基超新星以及来自Best等人（2021），Kirkpatrick等人（2021）和CNS 4的地基超新星。我们开发了一套选择标准，以清除虚假来源的样品。此外，我们表明，在盖亚测光，这主要影响盖亚的微弱和红色的来源，混合的影响，可以减轻，可靠地将这些对象的颜色星等图。我们还评估了使用Kolmogorov-Smirnov测试的CNS 5的完整性，并推导出观测光学和中红外光度函数的主序星和白矮星在太阳附近。CNS 5包含5931个天体，包括5230颗恒星（4946颗主序星，20颗红巨星和264颗白矮星）和701颗褐矮星。我们发现CNS 5星表在统计上是完整的，G波段绝对星等为19.7等，W1波段绝对星等为11.8等，对应的光谱类型为L 8。
2022-11-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Radial phase spirals in the Solar neighbourhood
本文通过玩具模型和N体模拟证明盘面扰动会形成ΔR-v_R径向相位螺旋，并利用Gaia DR3数据在太阳邻域首次发现该结构，表明银河系盘面存在持续的径向相位混合及近期扰动历史。
2024-01-16 astro-ph.GA
Untangling the White Dwarf Luminosity Functions
白矮星光度函数的反演提供了一种独立于任何宇宙学模型的独立方法来证明银河系过去的恒星形成历史。在Rowell & Hambly（2011）中，有效体积方法使用给定bin中所有对象的平均属性，因此在分析的早期阶段丢失了大量信息，在这项工作中，我探索了使用广义施密特密度估计（1/Vmax）以概率方式分配对象的可能性。
2018-10-03 astro-ph.GA
Stellar archaeology with Gaia: the Galactic white dwarf population
盖亚将识别几个1e5白矮星，其中大部分将在太阳附近，距离几百秒差距。对这一恒星残骸样本进行地面光学跟踪光谱分析，对于释放它所具有的巨大科学潜力至关重要，这些潜力有助于我们了解恒星演化以及恒星和行星的银河系形成历史。
2015-06-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The Next Generation Event Horizon Telescope Collaboration: History, Philosophy, and Culture
本文概述了下一代事件视界望远镜合作中历史哲学文化工作组的计划。
2023-04-05 astro-ph.GA astro-ph.IM gr-qc
The effect of the environment-dependent IMF on the formation and metallicities of stars over the cosmic history
最近的观测和理论研究表明，恒星初始质量函数（IMF）随环境（恒星形成率- SFR，金属丰度）而系统地变化。虽然货币基金组织对这些性质的确切依赖可能会随着观测限制的改善而改变，但报告的货币基金组织形状的趋势似乎很强劲。我们提出的第一个研究，旨在评估的影响，IMF的变化对测量的宇宙SFR密度（SFRD）的金属丰度和红移的函数，$f_{\rm SFR}$（Z，z）。在不同的IMF假设下，我们还研究了白矮星、中子星和黑洞祖先星的期望数目和金属丰度。应用综合星系IMF（IGIMF）理论描述的经验驱动的IMF变化，我们校正了Chruslinska & Nelemans（2019）获得的$f_{\rm SFR}$（Z，z），并发现在高红移时SFRD较低，以及形成的贫金属恒星比例较高。在局域宇宙中，我们应用IGIMF理论的计算表明，与通用IMF方案相比，更多的白矮星和中子星祖先，而黑洞祖先的数量不受影响。
2020-02-25 astro-ph.GA
Selection Functions in Astronomical Data Modeling, with the Space Density of White Dwarfs as Worked Example
天文数据集的统计研究，特别是离散物体的编目属性，是天体物理学的核心。如果没有对这些天体最终进入目录或样本的条件（样本的选择函数）的定量理解，就无法对这些天体的总体属性或发生率进行建模。由于系统和教学介绍这一主题是罕见的天体物理学文献，我们的目标是提供一个，一般解决以下问题：什么是选择功能？选择函数应该依赖于哪些参数$\vec{q}$？选择函数必须定义在什么域上？可以进行哪些近似和简化？那么，选择函数在“建模”中是如何使用的呢？我们认为，体积完整的样本，与体积大幅削减最微弱的对象，反映了一个高度次优的选择功能，不必要地减少了明亮的，通常是罕见的对象在样本中的数量。我们通过一个工作的例子来说明这些观点，推导出银河系附近白矮星（WD）的空间密度作为它们的光度和盖亚颜色的函数，$Φ_0(M_G,B-R)$在[等$^{-2}$ pc $^{-3}$ ]中。我们构建了一个$10^5$的样本，通过直接选择切割盖亚EDR 3目录，在星等，颜色，视差和天体测量保真度$\vec{q}=(m_G,B-R,\varpi,p_{af})$。然后，我们结合一个简单的模型$Φ_0$与有效的调查量来自这个选择功能$S_C(\vec{q})$推导出一个详细的和强大的估计$Φ_0(M_G,B-R)$。由此产生的白矮星亮度-颜色函数$Φ_0(M_G,B-R)$与亮度-颜色平面中的初始数密度分布有很大的不同：密度相差几个…
2021-06-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VII. Lithium
锂丰度的91个矮星和亚巨星在银河系的膨胀。分析是基于线合成的7 Li线在6707微引力透镜事件期间获得的高分辨率光谱，当目标的亮度被高度放大。我们的主要发现是，在亚太阳金属丰度的核球恒星，年龄超过80亿年，没有显示出任何Li生产的迹象，也就是说，Li与金属丰度的趋势是平坦的（甚至略有下降）。这表明在核隆起的最初几十亿年里没有锂产生。这一发现基本上与太阳附近的（旧的）厚盘星相同，并为贫金属凸起和银河系厚盘之间的紧密联系提供了另一个证据。对于年龄小于80亿年的核球恒星，样本中包含一组金属丰度非常高的恒星，其金属丰度为[Fe/H]~+0.4，锂丰度在A（Li）=2.6-2.8之间。在太阳附近，锂丰度在[Fe/H]~ +0.1时达到峰值A（Li）~3.3，当[Fe/H]~+0.4时，锂丰度下降0.4-0.5 dex。我们在这些金属丰度上的少数核球星似乎支持了这种下降的A（Li）趋势。这确实可以支持最近的说法，即在太阳附近看到的最高金属丰度的低A（Li）丰度可能是由于来自内盘或凸起区域的恒星迁移到太阳附近。
2020-01-17 astro-ph.GA
Resupplying planetary debris to old white dwarfs with supernova blast waves
本文提出超新星爆炸冲击波可将遥远碎屑推入内部行星系统，从而为年老和极年老白矮星重新补充行星碎屑，解析推导表明微米级尘埃和毫米级卵石补充概率极高，米级巨石至少可补充一次，而大于10公里小行星概率近零。
2025-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
The population of single and binary white dwarfs of the Galactic bulge
最近哈勃太空望远镜的观测揭示了银河系隆起的白矮星冷却序列。虽然简并序列可以很好地拟合采用最新的理论冷却序列，观测表明，系统的红色物体，不能解释的理论模型的单碳氧白矮星的适当质量。在这里，我们提出了一个人口综合研究的白矮星冷却序列的银河系的隆起，考虑到人口的单白矮星和双系统包含至少一个白矮星。这些计算包含了最先进的冷却序列，适用于具有富氢和缺氢大气的白矮星，适用于具有碳氧和氦核的白矮星，并且还考虑了双星系统演化历史的详细规定。我们的蒙特卡罗模拟器还包含了所有已知的观测偏差。这使我们能够以高度的真实感来模拟银河系凸出部分的白矮星数量。我们发现，观测到的红色恒星的过剩可以部分归因于白矮星加上主序星，和激变变量或矮新星。我们的最佳拟合是获得较高的二进制分数和初始质量函数斜率比标准值陡峭，以及与微分红化和混合的列入。我们的结果还表明，双简并系统或年轻的厚盘核球星的可能贡献是可以忽略的。
2018-02-01 astro-ph.GA
The formation history of the Milky Way disc with high-resolution cosmological simulations
我们从观测的角度分析了一个类似银河系的星系的形成历史和运动学，从一个高分辨率的放大宇宙学模拟中，我们将其与盖亚DR 2所看到的银河系进行比较，以更好地了解银河系薄盘和厚盘的起源和演化。用GADGET-3 TreePM+SPH程序，采用多相粒子积分器（MUPPI）模型进行了宇宙学模拟。我们解开复杂的重叠恒星世代上升，从自上而下和由内而外形成的星系盘。我们调查宇宙学签名的相空间的单年龄人口和突出功能源于过去和最近的动力学扰动。在模拟中，我们确定了一颗恒星质量为$1.2 \times 10^9$ M $_\odot$的卫星，即当时恒星质量比$Δ\sim 5.5$ %，在$z \sim 1.6$处吸积，这类似于产生银河系厚盘的盖亚-香肠-土卫二合并，我们在$Δ\sim 6$发现了两颗恒星质量分别为$8.8 \times 10^8$ M $_\odot$和$5.1 \times 10^8$ M $_\odot$的合并卫星，它们相互关联恒星形成史上的一次强烈的星暴，这似乎与最近在太阳附近发现的相当相似。我们的研究结果强调，对同时代恒星星族运动学的详细研究，通过当前和未来的盖亚数据发布并与模拟协同，是解开银河系圆盘形成和演化的基础。
2021-02-04 astro-ph.GA
Populations of double white dwarfs in Milky Way satellites and their detectability with LISA
银河系矮卫星是编码早期结构形成的独特物体，因此代表了进入高红移宇宙的窗口。到目前为止，他们的研究仅使用电磁波进行。未来的激光干涉仪空间天线（LISA）有可能在双白矮星（DWD）双星发射的引力波中揭示银河系卫星。我们调查的引力波（GW）信号可检测的LISA作为一种可能的工具，用于识别和表征的银河系卫星。我们使用的二进制人口合成技术来模拟人口的DWDs在矮卫星，我们评估的LISA检测的数量的影响时，改变恒星的总质量，距离，恒星形成的历史和金属丰度的卫星。我们校准预测已知的银河系卫星观测到的属性。我们发现，DWDs发射频率$\gtrsim 3\,$兆赫可以检测到银河系卫星在大银河系的距离。这些高频DWD每个卫星的数量主要取决于它的质量，距离，年龄和恒星形成的历史，只有轻微的依赖于其他假设，如金属丰度的演变。我们发现，矮星系与$M_\star>10^6\,$ M $_{\odot}$可以主机可检测的LISA源的数量，与卫星的质量成线性比例的检测。我们预测，在已知的卫星中，人马座，天炉座，雕塑家和麦哲伦云可以用LISA探测到。作为一个不会受到污染和尘埃灭绝的全天空调查，LISA将提供对银河系和矮卫星星系的观测，这些星系对银河系考古学和近场宇宙学很有价值。
2020-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
White Dwarf Luminosity Functions from the Pan{\ndash}STARRS1 3π Survey
白矮星是恒星晕中最常见的天体之一;然而，由于它们的光度和数密度都比银河系中的恒星低，它们在可观测的体积中很稀少。因此，在它们被发现100年后，人们对它们的了解仍然很少，因为观察到的相对较少。它们对于理解银河系{ \mdash }的几何学、运动学和恒星形成历史等基本性质，以及对于研究中低质量恒星的恒星演化末期都是至关重要的。传统上，白矮星是通过它们的紫外线（UV）过量来识别的，然而，如果它们冷却了很长一段时间，它们在光谱的那一部分变得非常微弱，以至于最灵敏的现代探测器无法看到它们。然后，自行被用作识别白矮星候选者的一种手段，因为与其他具有相同颜色的物体相比，它们的空间运动相对较大。使用自行作为选择标准已被证明是有效的，并通过超级宇宙巡天和斯隆数字巡天产生了大量的候选样本。在这项工作中，我将进一步增加全色天气望远镜和快速反应系统1（泛{ \ndash } STARRS 1）的样本量。（.）
2017-02-07 astro-ph.GA
The evolution of CNO isotopes: a new window on cosmic star-formation history and the stellar IMF in the age of ALMA
我们使用国家的最先进的化学模型来跟踪宇宙演化的CNO同位素在星际介质（ISM）的星系，产生强大的约束，其恒星的初始质量函数（IMF）。我们重新评估了大质量恒星、渐近巨星分支（AGB）恒星和新星在产生稀有同位素（如13 C、15 N、17 O和18 O）以及12 C、14 N和16 O中的相对作用。计算了超AGB星、新星和快速旋转大质量星的CNO同位素产额。复制了现有的同位素富集数据在太阳附近，整个银河系，并评估了我们的模型的敏感性，其余的不确定性，如新星产量和恒星形成的历史，我们表明，我们可以有意义地限制恒星IMF在星系中使用C，O和N同位素丰度比。在星爆星系中，多个同位素线的数据是可用的，我们发现令人信服的新证据头重脚轻恒星IMF，其恒星形成率和效率的深远影响，也许也是他们的恒星质量。无论是化学分馏，也没有选择性的光解可以显着扰动全球平均同位素丰度比远离相应的同位素，因为这两个过程通常只会影响小质量分数的分子云在星系中。因此，阿塔卡马大型毫米阵列现在随时准备探测恒星IMF，甚至是在整个宇宙时间内恒星形成星系中特定星暴事件的年龄，不受困扰光学/近红外研究的尘埃遮蔽效应的影响。
2017-05-29 astro-ph.GA
Weighing Milky Way Satellites with LISA
白矮星是研究银河系恒星星族的一个成熟工具。在一个紧密的双星系统中的两颗白矮星为我们提供了一个额外的信使--引力波--用于探索银河系及其周围环境。双白矮星（DWD）双星产生的引力波可以被未来的激光干涉空间天线（LISA）探测到。众多且分布广泛的DWD具有探测银河系附近恒星星族的形状、质量和形成历史的潜力。在这项工作中，我们概述了一种方法来估计银河系卫星星系的总恒星质量的基础上探测到的LISA的DWD的数量。为了约束质量，我们使用二进制人口合成模型进行贝叶斯推断，并考虑与卫星相关的检测到的DWD的数量和测量到卫星的距离作为唯一的输入。使用一个基准的二进制人口合成模型，我们发现，对于大型卫星的恒星质量可以恢复到1）一个因素2，如果恒星形成历史是已知的，2）一个数量级时，边缘化不同的恒星形成历史模型。对于较小的卫星，我们可以对它们的恒星质量设定上限。引力波观测可以提供大型卫星的质量测量，其质量测量结果与标准电磁观测结果相当，在某些情况下甚至更为精确。
2021-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
