Convective overshoot mixing in Nova outbursts - The dependence on the composition of the underlying white dwarf
我们在这里提出，第一次，一个二维的研究过冲对流机制在新星爆发的吸积信封下的层的广泛的可能成分。以前的调查研究这种机制只为太阳组成物质的碳氧（C-O）白矮星的顶部吸积。由于在逃逸过程中，与碳的混合大大提高了氢的燃烧速率，人们应该质疑喷出物是否也有可能显著富集恒星演化模型预测的其他基本成分（He，O，Ne，Mg）。我们模拟了几种非碳的情况，并在喷射的氢层中发现了大量的这些底层材料。尽管有很大的差异率，时间尺度和能量的情况下，我们的研究结果表明，对流疏浚机制预测显着富集在我们所有的非碳的情况下，包括氦富集在经常性的新星。结果与观测结果一致。
2012-10-03 astro-ph.SR
Enrichment in r-process elements from multiple distinct events in the early Draco dwarf spheroidal galaxy
卫星星系中元素丰度的恒星记录对于确定r-过程的起源很重要，因为这样一个小的恒星系统可能发生过一次r-过程事件，这将通过r-过程元素丰度的显著差异来区分事件前后形成的成员星，就像在超微弱矮星系网状座II（Ret II）中发现的那样。然而，这些系统的有限质量使我们无法从单个卫星中收集足够数量的恒星信息。因此，目前还不清楚是否在Ret II中发现了一个显着的r-过程富集事件，解释了r-过程丰度的性质，或者是一个例外。我们对天龙座矮星系中12颗贫金属星的r过程丰度进行了高分辨率光谱测量，测量范围为-2.5<[Fe/H]<-2。我们发现，这些恒星被分成两组的r-过程丰度不同的一个数量级。一组具有高丰度r-过程元素的恒星是由一个单一的r-过程事件形成的，对应于Ret II中证明的事件。另一方面，低r-过程丰度组是由另一个零星的富集通道产生的少得多的r-过程元素，这是第一次明确确定。因此，我们确定了两个人口的恒星具有不同的r-过程的丰度，这是建立在两个r-过程的事件，丰富的气体在不同的水平超过一个数量级。
2017-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron star binary orbits in their host potential: effect on early r-process enrichment
合并中子星双星（NSB）系统是星系$r$过程富集的主要候选者。最近在超暗矮（UFD）星系中探测到的$r$过程元素和在经典矮星系中测量到的丰度，在合并时间尺度和合并位置方面都对NSB合并方案提出了挑战。在本文中，我们专注于不同类型的宿主星系的引力势的NSB的动力学及其对随后的星系富集的影响。我们发现，对于$\sim t^{-1}$延迟时间分布，即使当接收到低踢（$\sim 10~{\rm km~s^{-1}}$）从第二次超新星爆炸，在浅矮星系的潜力NSB往往合并与一个大的偏离从宿主星系。这导致产生的$r-$过程元素的量的显著几何稀释，所述过程元素回落并污染宿主星系气体储层。稀释和小数目统计的组合产生了一个大的分散在预期的$r$过程中的富集在一个单一的UFD或经典矮星系。我们的结果和观测到的铕丰度之间的比较揭示了一种紧张局势，即使是在我们的模型中系统地选择乐观的参数也无法释放。这种差异可能表明需要额外的$r$过程生产站点，这些站点遭受的稀释不太严重，或者表明需要极快速合并的二进制文件。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence from Disrupted Halo Dwarfs that $r$-process Enrichment via Neutron Star Mergers is Delayed by $\gtrsim500$ Myrs
$r$ -过程元素的天体物理起源仍然难以捉摸。中子星合并（NSM）和特殊类型的核心坍缩超新星（rCCSNe）是主要的候选者。由于这些通道的独特的特征时间尺度（rCCSNe：提示，NSM：延迟），测量$r$ -过程在类似质量的星系中的富集，但不同的恒星形成持续时间可能会提供信息。最近在银河系的恒星晕中发现了两个被破坏的矮星，Kraken和\textit{Gaia} -香肠土卫二（GSE），正好提供了这个机会：两者都有$M_{\star}\approx10^{8}M_{\rm{\odot}}$，但不同的恒星形成时间的${\approx}2$陀螺仪和${\approx}3.6$陀螺仪。在这里，我们提出了$R\approx50,000$麦哲伦/MIKE光谱的31颗恒星从这些系统，检测$r$过程元素Eu在所有的恒星。这两个系统的恒星都有相似的[Mg/H] $\approx-1$，但Kraken的[Eu/Mg] $\approx-0.1$是中等值，而GSE的[Eu/Mg] $\approx0.2$则更高。通过简单的模型，我们认为NSM富集必须被$500-1000$ Myrs延迟才能产生这种差异。rCCSNe也必须有贡献，特别是在早期，否则在延迟期间形成的恒星将不含Eu。在这张照片中，rCCSNe解释了Kraken中Eu的$\approx50\%$，GSE中的$\approx25\%$以及像人马…
2021-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon enrichment of the evolved stars in the Sagittarius dwarf spheroidal
我们目前的光谱的1142色选恒星的方向人马座矮椭球（Sgr dSph）星系，其中1058采取VLT/火焰多目标摄谱仪和84采取SAAO拉德克利夫1.9米望远镜光栅摄谱仪。根据恒星的视向速度，确定了592颗恒星的光谱归属（置信度>99%），并给出了光谱类型。在银河系的长轴周围，可以检测到非常缓慢的旋转。我们确定了5颗S星和23颗碳星，其中除了4颗碳星是新确定的，除了一颗（PQ Sgr）外，所有的碳星都可能是Sgr dSph成员。我们研究的背景下，恒星模型的碳丰富的发病在这个贫金属星系。我们比较了恒星死亡率（每1000-1700年一颗恒星）已知的行星状星云动力学年龄，发现大量人口产生观察到的（富碳）行星状星云。我们计算的S和碳星的平均寿命为60-250和130-500千年，相比之下，总的热脉冲渐近巨星分支的寿命为530-1330千年。最后，我们讨论了富碳材料返回ISM。
2012-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the R-Process Enrichment of Dwarf Spheroidal Galaxies
最近对网壳II的观测发现，与类似的超暗矮球状星系（UFD）相比，它的r过程元素过多。由于网壳II的金属丰度和恒星形成历史似乎与所有已知的UFD一致，因此网壳II的高r过程丰度表明它是通过一个单一的罕见事件（如双中子星（NS）合并）富集的。然而，我们注意到这种情况是极不可能的，因为双星恒星演化模型需要显著的超新星出生踢产生NS-NS或NS-黑洞合并，这些踢将有效地从UFD的弱引力势中删除紧凑的双星系统。我们研究了在UFD中产生r-过程元素的替代机制，包括一种新的机制，其中在高暗物质密度区域中的NS在积累了形成黑洞的大量暗物质后内爆。我们发现，当一个中子星坍缩成一个黑洞时，由潮汐力产生的r-过程原材料喷射，可以以与网壳II和银河系的r-过程丰度相匹配的速率发生。值得注意的是，暗物质模型在观测到的UFD中坍缩了一颗中子星，也解决了银河系中心脉冲星失踪的问题。我们提出的测试具体到暗物质r-过程的生产，可能会发现，或排除，这种模式。
2016-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
New Evidence for a Substellar Luminosity Problem: Dynamical Mass for the Brown Dwarf Binary Gl 417BC
我们提出了新的证据与亚恒星演化模型预测的冷却速率的问题，这意味着模型推导的质量在文献中的褐矮星和直接成像的行星可能太高。根据我们对G1 417 BC（L4.5+L6）的动力学质量和它年轻的太阳型宿主星的陀螺年代学系统年龄，常用的模型预测亮度比我们观察到的低0.2 $-$ 0.4 dex。这证实了我们先前对L4+L4双星HD 130948 BC的工作中发现的类似光度$-$年龄差异，该双星恰好与G1 417 BC具有几乎相同的组分质量（$\approx$ 50 $-$ 55 $M_{\rm Jup}$）和年龄（$\approx$ 8亿年）。这样的光度偏移会导致这个年龄的模型导出质量的系统误差为15% $-$ 25%。在比较了不同的模型之后，包括不适合像Gl 417BC和HD 130948BC这样的中L矮星的无云模型，但实际上更好地匹配它们的光度，我们推测观察到的过光度可能是由不透明洞引起的（即，在这些物体中。此外，从混合的亚恒星演化模型，云消失，我们推断相应的阶段的过光度可能会从几百万年到几个Gyr，并导致质量被高估高达25%，甚至在云完全消失后。因此，年龄和光谱类型的范围受到这种潜在的系统性变化的影响，在光度演化将包括大多数已知的直接成像的气体巨星和现场褐矮星。
2014-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Origin of lithium enrichment in K giants
在这封信中，我们报告了2000颗低质量（M <= 3 Msun）巨星中富锂K巨星的低分辨率光谱调查，这些巨星的亮度范围从低于到高于该星团的亮度。发现了15颗新的富锂巨星，其中包括4颗超富锂K巨星（A（Li）≥ 3.2）。一个重要的发现是，在团块或红色水平分支的光度处存在富锂K巨星的浓度。这一新发现的部分原因是，我们的低分辨率调查是第一个大型调查，包括巨人远低于和高于RGB凹凸和团块位置的HR图。锂富集的起源可能归因于3 He通过Cameron-Fowler机制通过7 Be向7 Li的转化，但转化开始的位置不确定。两个可能的机会，影响这种转换进行了讨论：在第一次上升的红巨星分支（RGB）和氦核心闪光的RGB的尖端的颠簸。富锂巨星有限的光度分布，使得一般认为锂的增强是巨星吞噬大行星的结果的观点被否定。
2011-02-11 astro-ph.SR
Principal Component Abundance Analysis of Microlensed Bulge Dwarf and Subgiant Stars
元素丰度模式可以为恒星星族的形成和富集历史提供重要线索。在这里，我们提出了一个调查的银河系的隆起，在那里我们应用主成分丰度分析（PCAA）-主成分分解的相对丰度[X/Fe]-到一个样本的35微透镜凸起矮和亚巨星，其特征分布在12维空间定义的测量元素丰度。第一主成分PC 1足以描述样本中大多数恒星的丰度模式，显示出α元素的强烈贡献，反映了II型和Ia型超新星的相对贡献。第二个主成分PC 2的特点是由钠-镍相关，可能的产品的金属依赖II型超新星产量。在PC 1的分布是双峰，表明双峰先前发现的[Fe/H]值的这些恒星是强大的，独立的恢复只看他们的相对丰度模式。这两颗富含金属的恒星分别具有PC 2和PC 3的异常值，进一步证明它们具有独特的富集历史。将PCAA应用于局部薄盘矮星和厚盘矮星的样本，得到几乎相同的PC 1;在PC 1中，富金属和贫金属的凸起矮星分别跟踪运动学选择的薄盘矮星和厚盘矮星，表明大致相似的α富集历史。然而，磁盘PC 2是由Y-Ba相关，可能表明更大的贡献，s-过程富集的长寿渐近巨星分支星，是缺席的隆起PC 2，因为它的快速形成。
2012-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enrichment of r-process elements in dwarf spheroidal galaxies in chemo-dynamical evolution model
快速中子俘获过程（r-过程）是合成比铁重的元素的主要过程，但r-过程的天体物理位置尚未确定。中子星合并（NSMs）被认为是一个主要的r-过程网站从核合成的研究。然而，以前的化学演化研究需要不太可能短的合并时间的NSM复制观察到的大的恒星到恒星的散射的r-过程元素相对于铁的丰度比，[Eu/Fe]，在银河系（MW）晕中的极端贫金属恒星。这个问题可以通过考虑矮球状星系（dSphs）的化学演化来解决，矮球状星系是MW的基石，并且比MW晕的恒星形成效率低。我们证明了丰富的r-过程元素dSphs的NSMs使用N-体/光滑粒子流体动力学代码。我们的高分辨率模型再现了所观察到的[Eu/Fe]的NSMs合并时间为1亿年时，考虑到金属混合的影响。这是因为从模拟开始到大约3亿年前，金属丰度与时间无关，因为恒星形成效率很低。我们还确认，该模型是一致的dSphs的观测性能，如径向配置文件和金属丰度分布。提出了NSMs的合并时间和银河系合并率分别为<~ 300 Myr和~ $10^{-4}$ yr $^{-1}$，这与星族合成和核合成研究所提出的数值是一致的。这一研究支持NSM是r过程的主要天体物理场所。
2015-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early chemo-dynamical evolution of dwarf galaxies deduced from enrichment of r-process elements
本星系群中的极贫金属（EMP）星通过快速中子俘获过程（r过程元素）合成的元素丰度为我们澄清银河系晕的早期演化历史提供了线索。本星系群的矮星系也会以类似的方式演化出银河系晕的组成部分。然而，如何化学动力学演变的积木影响丰富的r-过程元素还不清楚。在本文中，我们进行了一系列的模拟使用矮星系模型与不同的动力学时间和总质量，这决定了恒星的形成历史。我们发现，星系的动力学时间长于1亿年的恒星形成率小于$10^{-3} M_{\odot}$年$^{-1}$，并慢慢丰富的金属在其早期阶段。这些星系可以解释所观察到的大散射的r-过程丰度的EMP恒星在银河系晕，无论其总质量。另一方面，第一个中子星合并出现在一个更高的金属丰度的星系的动力学时间短于典型的中子星合并时间。r过程元素的散射主要来自于星际介质中金属的不均匀性，而$α$ -元素的散射则主要来自于各超新星产额的差异。我们的研究结果表明，未来的EMP星中的r-过程元素的观测将能够约束本星系群星系的早期化学动力学演化。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A wide angle view of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy -- II. A CEMP-r/s star in the Sagittarius dwarf Spheroidal Galaxy
我们报告的发现和化学丰度分析的第一个CEMP-r/s的恒星发现在人马座矮球状星系，通过UVES高分辨率光谱。这颗恒星位于Sgr dSph的外围，沿着主体长轴，是一颗中等贫金属巨星（T $_{eff}$ = 4753 K，log g = 1.75，[Fe/H]=-1.55），[C/Fe]= 1.13，使其处于所谓的"高碳带"，并具有强烈的s过程和r过程富集（[Ba/Fe]= 1.4，[Eu/Fe]= 1.01）。获得了从C到Dy的29种元素的丰度。的化学图案似乎是最适合的情况下，r-过程污染事件预富集的材料，其中的恒星诞生为二次在一个二元系统，其主要通过AGB阶段的演变，提供C和S-过程富集。
2020-05-06 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
Deriving an X-ray luminosity function of dwarf novae based on parallax measurements
We have derived an X-ray luminosity function using parallax-based distance measurements of a set of 12 dwarf novae, consisting of Suzaku, XMM-Newton and ASCA observations. The shape of the X-ray luminosity function obtained is the most accurate to date, and the luminosities of our sample are concentrated between ~10^{30}-10^{31} erg s^{-1}, lower than previous measurements of X-ray luminosity functions of dwarf novae. Based on the integrated X-ray luminosity function, the sample becomes more incomplete below ~3 x 10^{30} erg s^{-1} than it is above this luminosity limit, and the sample is domi…
2010-06-30 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
Monte Carlo simulations of the luminosity function of hot white dwarfs
我们提出了一个详细的蒙特卡罗模拟人口的热分支的白矮星光度函数。我们使用了最新的恒星演化模型，并对观测选择偏差进行了完整的描述。我们的理论结果进行了比较，从斯隆数字巡天（SDSS）获得的热白矮星的光度函数，无论是DA和非DA的白矮星。对于非DA的白矮星，我们发现一个很好的协议与观测数据，而对于DA的白矮星，我们的模拟显示出一些差异与观测的最亮的光度箱，那些对应于L>= 10 L_太阳。
2012-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A population synthesis study of the luminosity function of hot white dwarfs
我们提出了一个连贯的和详细的蒙特卡罗模拟的人口热白矮星。我们评估了白矮星光度函数热端的统计意义，以及富氢白矮星在高有效温度下的辐射热修正所起的作用。我们使用最新的恒星演化模型，并实现了观测选择偏差的完整描述，以获得所观察到的白矮星人口的现实模拟。我们的理论结果进行了比较，从斯隆数字巡天（SDSS）获得的热白矮星的光度函数，无论是DA和非DA的白矮星。我们发现，理论结果与贫氢大气白矮星（非DA型白矮星）的观测数据非常吻合。对于具有富氢大气层的白矮星（DA类的白矮星）的种群，我们的模拟显示出与最亮光度箱的观测结果存在一些差异。这些差异可以归因于计算这个光度区间的白矮星质量的方法，因为它们中的大多数质量都小于碳氧白矮星的理论下限。我们的结论是，热白矮星的观测光度函数的获得方式是非常敏感的方法来推导样品的质量的具体实施。我们还提供了一个修正的光度函数的热白矮星与富氢的气氛。
2014-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Drop during Less than 300 days of a Dusty White Dwarf's Infrared Luminosity
我们报告了对WD J 0959 -0200的斯皮策/IRAC测光，WD J 0959 -0200是一颗白矮星，它显示出来自盘的过量红外辐射，可能是由潮汐破坏的星子产生的。我们发现，在2010年，在3.6 $μ$ m和4.5 $μ$ m的通量减少约35%，在不到300天。红外光度的下降可能是由于两种情况之一的内盘半径的增加：（i）最近的小行星撞击;（ii）星周盘的不稳定性。目前的情况是诱人的;高灵敏度，高节奏的红外研究将是一个新的工具，研究磁盘和它的主机白矮星之间的相互作用。
2014-08-07 astro-ph.SR
A Determination of the Luminosity Function of DA White Dwarfs from the Kiso Survey
我们重新推导了光度函数的DA白矮星的样本从Kiso施密特紫外线过剩调查（KUV星）使用光谱方法，其中大气参数（Teff和log g）和绝对目视星等，为每个明星获得详细的模型大气拟合光学光谱数据。我们比较了我们的测定结果与Darling（1994）基于经验光度校准得到的结果。我们的光度函数也来自光谱从PG调查进行了比较。错误分类的对象也简要讨论。
2009-04-01 astro-ph.SR
VALES VI: ISM enrichment in star-forming galaxies up to z$\sim$0.2 using $^{12}$CO(1-0), $^{13}$CO(1-0) and C$^{18}$O(1-0) line luminosity ratios
我们提出阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对27个低红移（$0.02< z<0.2$）恒星形成星系的观测来自瓦尔帕莱索ALMA/APEX线发射巡天（VALES）。我们对$^{12}$ CO进行了叠加分析，（$1-0$），$^{13}$ CO（$1-0$）和C $^{18}$ O（$1-0$）发射线，以探索$L'$（$^{12}$ CO（$1-0$））/ $L'$（$^{13}$ CO（$1-0$）（以下简称$L'$（$^{12}$ CO）/ $L'$（$^{13}$ CO））和$L'$（$^{13}$ CO（$1-0$））/ $L'$（C $^{18}$ O（$1-0$））（以下简称$L'$（$^{13}$ CO）/ $L'$（C $^{18}$ O）线光度比依赖性作为与恒星形成活动相关的不同全球星系参数的函数。该样品的远红外光度为$10^{10.1-11.9}$ L $_{\odot}$，恒星质量为$10^{9.8-10.9}$ M $_{\odot}$，对应于这些红移处的典型恒星形成和星暴星系。平均而言，我们发现$L'$（$^{12}$ CO）/ $L'$（$^{13}$ CO）线光度比值为16.1 $\pm$ 2.5。具有可能合并活动证据的星系倾向于显示出2倍的$L'$（$^{12}$ CO）/ $L'$（$^{13}$ CO）比率，而在具有较高恒星形成率或恒星形成效率…
2020-07-02 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Evolution of fission-ignited supernova properties with uranium enrichment
Ia型超新星（SN Ia）是强大的恒星爆炸，在宇宙学中提供重要的距离指标。从超新星Ia和其他数据确定的哈勃常数（宇宙膨胀率）值之间存在着明显的矛盾。最近，我们提出了一个新的超新星Ia机制，涉及核裂变链式反应在一个孤立的白矮星[PRL 126，1311010]。我们发现爆炸恒星的平均质量随着浓缩度f_5（铀的同位素U-235）的增加而减少。结果表明，Ia超新星的平均光度随f_5的增大而减小。此外，在大红移$z$观测到的Ia型超新星的宿主星系中，由于星系年龄较年轻，f_5可能较高。f_5的这种变化导致了Ia超新星性质随红移的演化。如果f_5随红移增加，则导致超新星Ia速率增加，但平均超新星Ia光度降低。
2021-12-17 astro-ph.HE 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
The effects of unresolved double-degenerates in the white dwarf luminosity function
我们进行了分析的单白矮星和双简并的二进制人口在太阳附近的人口合成的方法来调查的影响，未解决的双简并的白矮星光度函数。我们认为所有未解决的合成双星与虚构的有效温度和表面重力，以同样的方式获得，如果这些对象被观察到作为单点源。我们评估了未解决的双白矮星的影响，假设合成的样品被观察到的星等限制的SDSS和体积限制的盖亚调查，后者限于不超过100 pc的距离。我们发现，对于我们的标准模型，未解决的双重退化的影响，在白矮星光度函数来自盖亚样本几乎可以忽略不计。因此，未解决的双简并预计不会对银河系盘的年龄产生影响，也不会对这一群体的恒星形成历史产生影响。然而，对于SDSS样本，未解决的双重简并的影响是显着的较亮的仓（Mbol<6.5等），与这样的系统的分数达到约40%的总白矮星人口在Mbol=6等。这表明未解决的双重简并可能会影响来自SDSS白矮星样本的恒星形成历史的约束。
2019-11-29 astro-ph.SR
The Impact of White Dwarf Luminosity Profiles on Oscillation Frequencies
KIC 08626021是一颗最近引起相当大兴趣的脉动DB白矮星，也是开普勒对其脉动特性进行广泛监测的同类中的第一颗。将观测到的KIC 08626021的振荡频率拟合到一个模型中，可以深入了解其隐藏的内部结构。基于模板的白矮星模型选择光度分布，其中光度与封闭的质量$L_r \propto M_r$成比例，与有效温度$T_{\rm eff}$无关。$T_{\rm eff} \gtrsim$ 25，000 K的年轻白矮星的演化模型表明，中微子发射引起了$L_r$ $\not\propto$ $M_r$的光度分布。我们探索这种对比，通过比较两个几乎相同的白矮星模型之间的振荡频率：一个强制性的$L_r \propto M_r$光度配置文件和其他恒星的以前的演化历史确定的光度配置文件。我们发现，低阶g-模式频率相差高达$\simeq$ 70 $μ$ Hz的开普勒观测KIC 08626021的范围内。这表明，通过忽略恒星的适当热结构（例如，考虑到等离子体中微子损失的影响），通过使用$L_r \propto M_r$分布计算的模型频率可能在几十个$μ$ Hz的水平上具有未校正的有效随机误差。平均频率差为30 $μ$ Hz，基于线性外推公布的结果，表明模板模型的拟合精度的不确定性$\simeq$ 12%的白矮星质量，$\simeq$ 9%的半径，和$\simeq$ 3%的中心氧质量分数。
2018-10-09 astro-ph.SR
Testing Fundamental Particle Physics with the Galactic White Dwarf Luminosity Function
最近的白矮星光度函数（WDLF）的测定从非常大的调查扩大了我们的知识WDLF非常高的光度。研究表明，白矮星的光度函数（WDLF）的形状是检验基本弱相互作用亚电子伏特粒子的可能性质和存在性的有力工具。这一点，再加上新的完整的演化白矮星模型的可用性，是可靠的高光度，打开了测试粒子发射在非常热的白矮星的核心的可能性。我们使用斯隆数字巡天和超级宇宙巡天的WDLFs来约束DFSZ-轴子的中微子磁偶极矩（$μ_ν$）和轴子-电子耦合常数（$g_{ae}$）的值。
2014-10-07 astro-ph.SR hep-ph
The Near-Ultraviolet Luminosity Function of Young, Early M-Type Dwarf Stars
在M型矮星的近距离宜居带内运行的行星，在恒星年轻时将暴露在由强磁流体动力发电机驱动的高能量辐射中。近紫外线（NUV）照射可以侵蚀和改变行星大气的化学性质，在模拟这些影响时，需要对M矮星的NUV辐射的演变进行定量描述。我们通过将Lepine & Gaidos（2011）的亮M矮星星表与GALEX的NUV（1771- 2831 A）源星表进行交叉相关，研究了早期M型矮星的NUV光度演化。在4805个具有GALEX对应物的源中，797个具有显著（> 2.5西格玛）超过经验基础水平的NUV发射。我们使用可见光波长光谱、高分辨率自适应光学成像、时间序列测光和文献检索来检查这些候选活动恒星，以确定NUV发射升高是由于未解决的背景源或恒星伴星造成的情况;我们估计这些“假阳性”的总体发生率约为16%。我们构建了一个NUV光度函数，该函数考虑了假阳性、源目录的检测偏差和GALEX上限。我们发现NUV光度函数与恒定的恒星形成速率和由两参数幂律定义的简化年龄-活动关系的预测不一致。
2014-10-23 astro-ph.SR
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites; a NLTE-1D abundance analysis. II. Early chemical enrichment
本文给出了7个矮球状星系（dSphs）和银河系（MW）晕中59颗极贫金属（VMP，-4 < [Fe/H] <-2）恒星的非定域热力学平衡（NLTE）丰度。我们的结果是基于高分辨率光谱数据集和均匀和准确的大气参数确定的PaperI。我们表明，一旦NLTE效应被适当地考虑在内，在我们的样本中的所有大质量星系，即MW晕和经典的dSphs雕塑家，小熊座，六分仪，天炉座，揭示了一个类似的高原在[α/Fe] ~ 0.3的每个α过程元素：镁，钙，钛。我们提出了一个坚实的基础上的证据表明，在BootesI超微弱矮星系（UFD）的金属丰度的增加，这是最有可能是由于Ia型超新星的喷出物的α/Fe下降。对于Na/Fe，Na/Mg和Al/Mg，MW晕和所有dSphs显示与金属丰度不可区分的趋势，这表明Na和Al的合成过程在所有系统中是相同的，独立于它们的质量。二分法的[Sr/Ba]与[Ba/H]图中观察到的经典dSphs，类似的MW晕，要求两个不同的核合成通道Sr。我们表明，Sr在大规模的星系是很好的相关性与镁建议一个强有力的链接到大规模的恒星，其生产基本上是独立的Ba，为大部分的[Ba/H]范围。我们的三个UFD：BootesI、UMaII和LeoIV的Sr和Ba相对于Fe和Mg亏损，在整个Mg丰度范围内，[Sr/Mg] ~-1.3和[Ba/Mg] ~-1的比值非常相似。Bootes I和UMa II的…
2017-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Luminosity and cooling of highly magnetized white dwarfs: suppression of luminosity by strong magnetic fields
我们研究了具有电子简并核心和非简并表面层的高度磁化的白矮星的亮度和冷却，其中冷却通过光子扩散发生。在牛顿框架下，通过求解静磁平衡方程和光子扩散方程，得到了白矮星表面层或包层的温度和密度分布。我们还得到了在核壳界面处的白矮星的性质，当核被假定为实际等温时。随着磁场的增大，界面温度升高，界面半径减小。对于一个给定的白矮星年龄和固定的界面半径或界面温度，我们发现，光度显着减少从约$10^{-6}\, L_{\odot}$到$10^{-9}\, L_{\odot}$的磁场强度从约$10^9$增加到$10^{12}\,$ G的界面，因此信封。这是值得注意的，因为它认为磁化的白矮星更暗，实际上可以隐藏在观察到的赫兹普龙-罗素图中。我们还发现了对应于这些光度的冷却速率。有趣的是，对于所考虑的场，温度随时间的降低并不明显。
2018-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Chemical composition of metal-poor stars in Coma Berenices ultra-faint dwarf galaxy as a proxy to individual chemical enrichment events
本文给出后发座Berenices超暗矮星系（UFD）中3颗贫金属星（[Fe/H]<-2）的NLTE丰度和大气参数。得出的结果是基于新的光度观测获得的2.5米望远镜的SAI密歇根州立大学高加索天文台和光谱档案的10米凯克望远镜。有效温度由V-I、V-K、V-J颜色确定。对于每颗恒星，不同颜色的Teff在20 K以内一致。使用log g、MV、BC、距离、Teff和质量之间的关系计算表面重力（log g），采用0.8 MSun。测定了Na、Mg、Ca、Ti、Fe、Ni、Sr和Ba的NLTE丰度。大气参数和丰度的修订，基于新的光度观测和精确的谱线形成模型，导致重新解释后发座UFD的恒星形成历史。这三颗恒星的化学丰度模式各不相同，这对于[Fe/H]相似的MW晕星是典型的。S1恒星显示出太阳的[α/Fe]和前所未有的低[Na/Mg]-1.46，这是迄今为止已知的贫金属恒星中的最低值。核合成模型较好地再现了S1星在无金属大质量恒星爆炸中的Abduction斑图。与S1不同，S2和S3的[α/Fe]比值很高，例如S2的[Mg/Fe]=0.8，而其他矮星系的[Fe/H]<-2的恒星和MW的[Ca，Mg/Fe]比值为0.3 dex。这三颗星都显示出低Sr和Ba丰度。这些特殊的化学成分认为，少量的核合成事件有助于这些恒星的化学丰度。在后发座中观测到的金属丰度范围很广（0.65 dex），可能是由星际介…
2018-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Suppression of luminosity and mass-radius relation of highly magnetized white dwarfs
我们探讨了磁化白矮星的光度L及其对质量-半径关系的影响。我们自洽地得到了电子简并气体为主的内核和外部的理想气体的表面层或信封之间的界面，通过将整个模型白矮星的气体成分。这是通过求解牛顿框架中的静磁平衡、光子扩散和质量守恒方程组，针对不同的光度和磁场组而获得的。我们适当地使用磁性不透明度，而不是克莱默的不透明度，在需要的地方。我们证明，如果界面内的温度保持不变，即使在高光度到大约10^{-2}太阳光度，但没有磁场，仍然保持了Sirrasekhar极限。然而，大半径的白矮星的质量会增加，这是光子扩散的结果。然而，在中心强度约为10^{14} G的强磁场的存在下，即使界面内的温度保持不变，也会得到质量约为1.9个太阳质量的超级白矮星白矮星。最有趣的是，即使小半径磁性白矮星的光度降低到太阳光度的10^{-20}倍左右，它们仍然是超白矮星。然而，在相同的质量-半径关系中，它们的大半径对应物在低L时与Eschrasekhar的结果合并。因此，我们认为，高磁化，低亮度的超白矮星质量白矮星的可能性，由于他们的微弱，实际上可以隐藏。
2020-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminosity function suggests up to 100 white dwarfs within 20 pc may be hiding in multiple systems
本文研究了Holberg等人的局部"完全“白矮星样本（$d<20$ pc）中白矮星的光度函数.等人，2008年。我们发现，明亮和年轻的WD的分数是非常高的WD检测到在多个系统中的主序列（MS）的同伴相比，单一的WD和理论预期。这表明在多个系统中发现相对微弱的WD存在显著的观察偏差。在明亮的一端（$M_V<11.5$），具有MS伴星的WD的数量大约等于单个白矮星的数量，这表明WD的$\gtrsim 50\%$具有MS伴星，这与早期型MS星的高多重性分数一致。如果这是真的，那么在20 pc以内的多个系统中，可能还有很大一部分的WD尚未被检测到，并且在太阳附近和其他地方的WD的数量密度可能是目前认为的两倍。
2014-02-27 astro-ph.SR
DA white dwarfs from the LSS-GAC survey DR1: the preliminary luminosity and mass functions and formation rate
现代的大规模观测已经能够确认大量的白矮星。然而，这些调查受到复杂的目标选择算法的影响，这使得几乎不可能量化观察偏差对观察人群的影响程度。LAMOST（大天区多目标光纤光谱望远镜）银河系反中心光谱调查（LSS-GAC）遵循一套定义明确的标准来选择观测目标。这一优势在以前的调查已充分利用在这里确定一个小的，但良好的特点，星等有限的样本富氢（DA）白矮星。初步推导了LSS-GAC DA白矮星的光度和质量函数。我们得到的DA白矮星的空间密度和平均形成率分别为0.83+/-0.16 x 10^{-3} pc^{-3}和5.42 +/-0.08 x 10^{-13} pc^{-3} yr^{-1}。此外，使用现有的蒙特卡罗人口合成代码，我们模拟人口的单个DA白矮星在银河系的反中心，在各种假设。合成群体通过LSS-GAC选择标准，考虑到所有可能的观察偏差。这使我们能够对观察到的分布和模拟的分布进行有意义的比较。我们发现，LSS-GAC的标准集是非常有效的光谱观测（80- 85%），并选择白矮星，总体而言，我们的模拟再现观测到的光度函数。然而，他们未能再现过量的大质量白矮星存在于观察到的质量函数。一个合理的解释是，银河系中相当一部分大质量的白矮星是白矮星-白矮星合并的产物。
2015-03-19 astro-ph.SR
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
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
The ultracool-field dwarf luminosity-function and space density from the Canada-France Brown Dwarf Survey
上下文由于最近和正在进行的大规模调查，在过去十年中发现了数百颗褐矮星。加拿大-法国棕矮星巡天（英语：Canada-France Brown Dwarf Survey）是一项利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（英语：Canada-France-Hawaii Telescope）上的MegaCam照相机进行的宽视场冷棕矮星巡天。目标。我们的目标是找到超冷的棕矮星，并从一个大的和均匀的L和T矮星样本约束场棕矮星光度函数和质量函数。方法.我们在CFHT/MegaCam i'和z'图像中确定候选者，并在几个望远镜上用指向近红外（NIR）成像跟踪它们。在我们的调查进行到一半时，我们发现了~50个T矮星和~170个L或超冷M矮星，这些矮星是从1400个候选者中抽取的，具有典型的超冷矮星i' - z'颜色，在780平方度内发现。结果我们目前已经完成了对所有候选者的大部分调查的近红外跟踪，从中L矮星到最新的T矮星，已知具有超冷矮星的颜色。这使我们能够利用一个完整的和定义良好的102个超冷矮星的样本来研究场矮星的光度函数和空间密度。结论.我们发现L5到T0晚期矮星的密度为2.0 pm0.8 x 10-3个pc-3，T0.5到T5.5矮星的密度为1.4 pm0.3 x 10-3个pc-3，T6到T8矮星的密度为5.3 pm3.1 x 10-3个pc-3。我们发现，这些结果更符合一个平坦的亚恒星质量函数。在T…
2010-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of $^{22}$Ne sedimentation and metallicity on the local 40 pc white dwarf luminosity function
通过研究不同银河系金属丰度模型下的情景，分析了$^{22}$ Ne的沉积作用对本地白矮星光度函数的影响。我们利用一个最新的人口合成代码的基础上蒙特卡罗技术来获得合成光度函数。恒定太阳金属丰度模型不能同时再现白矮星光度函数的峰值和截止值。由于$^{22}$ Ne沉降而释放出的额外能量，使更多的物体堆积在光度函数暗端的较亮的仓中。一个单一的爆发厚盘人口的贡献增加了恒星的数量，在星等间隔为中心的$M_{\rm bol}=15.75$。在所研究的金属丰度模型中，遵循Twarog轮廓的模型是一次性的。我们的最佳拟合模型时，周围的太阳能金属丰度值的分散被认为是随着$^{22}$ Ne沉降模型，厚盘的贡献和年龄的薄盘的$8.8\pm0.2$陀螺仪。我们的人口合成模型是能够再现本地白矮星光度函数与高度的精度时，在太阳值模型周围的金属丰度分散。尽管$^{22}$ Ne沉降的影响很小，厚盘种群的贡献也很小，但它们都有助于更好地拟合白矮星光度函数的峰值和截止区域。
2019-06-19 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
The Star Formation History of the Solar Neighbourhood from the White Dwarf Luminosity Function
白矮星光度函数的终止是测量附近恒星星族总年龄的标准诊断工具。本文提出了一种反演白矮星全光度函数的算法，以获得宿主恒星星族的时变恒星形成率的极大似然估计。与合成数据的测试表明，该算法收敛于广泛的一类潜在的恒星形成率的形式。该算法成功地估计的移动平均恒星形成率作为一个函数的回望时间在现实的测量噪声的存在下，虽然遭受退化周围的基础恒星形成率的不连续性。反演结果对白矮星冷却模型的选择最为敏感，不同的研究小组所建立的模型给出了截然不同的结果。结果对大气层白矮星的初始金属丰度、初始质量函数、初末质量关系和H/He比值相对不敏感。应用于太阳邻域白矮星光度函数的两次独立测定，得到了类似的结果。恒星形成率有一个双峰形式，在过去的2-3 Gyr和7-9 Gyr有一个宽峰，根据冷却模型的选择，中间有一个30-90%的明显的间歇。恒星形成的开始发生在大约8-10 Gyr前。在太阳附近，对于质量大于0.6 M_{solar}的恒星，总的恒星形成率约为0.014颗恒星/pc 3。
2013-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Luminosity Function for White Dwarfs in the SuperCOSMOS Sky Survey
本文介绍了在超级宇宙巡天中测量白矮星光度函数的技术和初步结果。我们的巡天覆盖了超过四分之三的天空，平均深度为I~19.2，采用30 km ^-1的保守切向速度下限，发现了约9，500个银河系盘WD候选者。本调查中引入的新技术包括允许自行下限根据视星等而变化，充分利用自行测量的准确性以增加样本量。我们的光度函数显示出良好的协议，在类似的作品中测量。我们发现在M_bol~15.75处，WD的局域数密度明显下降，在M_bol~12处，光度函数中出现了一个负子。
2009-03-24 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
Multiple stellar populations at less evolved stages-II: no evidence of significant helium spread among NGC 1846 dwarfs
在年龄大于2 Gyr的星团中发现的星与星之间的化学变化改变了传统的星团“简单恒星星族“（SSP）的典型例子的观点，成为所谓的“多恒星星族“（MP）。虽然MP的意义似乎与集群总质量相关，但MP的存在似乎是由集群年龄决定的。在这篇文章中，我们使用哈勃空间望远镜的深测光来研究$\sim$ 1.7 Gyr-old星团NGC 1846中的FG型矮星是否有氦扩散。通过与合成的恒星星族的观测结果进行比较，我们估计了NGC 1846主序星之间的氦扩散为$Δ{Y}\sim0.01\pm0.01$。氦的最大扩散不会超过$Δ{Y}\sim0.02$，这取决于富氦恒星所占的比例。为了掩盖这种氦富集所导致的颜色变化，需要至少$Δ{\rm [N/Fe]}$ =0.8 dex的氮富集度，这是之前对该星团红巨星分支的分析所排除的。我们发现我们的结果与银河系球状星团的$Δ{Y}$ -质量关系是一致的。为了检查NGC 1846是否含有MP，需要更高的光度精度。我们的结论是，在所采用的光度质量下，NGC 1846矮星之间没有极端的氦变化。
2021-08-19 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
The imprint of the first stars on the faint end of the white dwarf luminosity function
本文利用半解析模型A-SLOTH模拟类银河系中白矮星种群的形成与演化，推导其亮度函数，并证明暗端特征可揭示第三族恒星遗迹，为低到中等质量第三族恒星的存在提供间接证据。
2024-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Relationship Between X-ray Luminosity and Duty Cycle for Dwarf Novae and their Specific Frequency in the Inner Galaxy
我们测量的占空比为现有的样本观测良好，附近的矮新星使用AAVSO的数据，并提出了一个定量的经验关系的矮新星爆发的占空比和X射线光度的系统在静止。我们发现，$\log DC=0.63(\pm0.21)\times(\log L_{X}({\rm erg\,s^{-1}})-31.3)-0.95(\pm0.1)$，其中DC代表占空比。我们注意到，在这种关系中存在内在的分散性，大于纯统计误差的预期。使用矮新星X射线光度函数从\citet{Pretorius12}和\citet{Byckling10}，我们比较了这种关系的数量矮新星在银河隆起调查，确定通过光学爆发在8天的监测活动。我们发现了一个特定频率的X射线亮（$L_{X}>10^{31}\,{\rm erg\,s^{-1}}$）激变变星在$6.6\pm4.7\times10^{-5}\,M_{\odot}^{-1}$的银河系隆起的方向上经历矮新星爆发。这样一个特定的频率将给出一个长周期CV的太阳邻域空间密度为$ρ=5.6\pm3.9\times10^{-6}\,$ pc $^{-3}$。我们提倡在未来的工作中使用特定的频率，因为LSST等项目将在$ρ\approx{\textrm const}$的距离范围之外检测DNe。
2015-02-05 astro-ph.HE 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
Exploring the M-dwarf Luminosity--Temperature--Radius Relationships using Gaia DR2
越来越多的证据表明，与理论模型相比，M矮星遭受半径膨胀，这表明模型缺少一些关键的物理学，这些物理学需要完全描述有效温度$(T_{\rm SED})$小于4000 K的恒星。盖亚DR 2距离的出现最终使大型数据集可以确定这种影响的性质和程度。我们使用由$>$ 15，000颗恒星组成的全天空样本来确定亮度、温度和半径之间的经验关系。这是通过利用修改后的光谱能量分布拟合方法，仅使用几何距离和多波段光度学来完成的。与模型相比，我们测量的半径显示出$3 - 7\%$的膨胀，但不超过膨胀序列中的$1 - 2\%$内在扩散。我们表明，我们目前能够确定M-矮星半径的精度为$2.4\%$使用我们的方法。然而，我们确定，这是有限的金属丰度测量，这有助于$1.7\%$测量的半径散射的精度。我们还提出的证据表明，恒星磁性目前无法解释半径膨胀的M-矮星。
2019-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HMXB Luminosity Functions of Dwarf Galaxies
本文利用 Chandra 档案构建近邻矮星系的校准 HMXB 光度函数，发现其幂律斜率更浅且高光度端受随机抽样影响，并阐明其对低质量星系 AGN 研究和宇宙加热建模的意义。
2024-01-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Origins of "Hostless'' Supernovae: Testing the Faint-end Galaxy Luminosity Function and Supernova Progenitors with Events in Dwarf Galaxies
本研究论证无宿主超新星大概率源自过暗未被探测的矮星系而非逃逸超高速星，指出这类场矮星系可约束星系光度函数等，其环境与超新星研究还能严格限制前身星性质。
2025-06-16 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
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
