Constraining the solar neighbourhood age-metallicity relation from white dwarf-main sequence binaries
年龄-金属丰度关系是制约银盘化学演化的基本工具。在这项工作中，我们分析的观测特性，这种关系使用双星，没有相互作用的白矮星-从它我们可以得到系统的总年龄-和主序星-从它我们可以得到金属丰度跟踪的[Fe/H]丰度。我们的样本包括46个广泛分离，但未解决的光谱双星在斯隆数字巡天，189白矮星加上主序列共同自行对确定在第二次数据发布的盖亚。这是目前已确定其祖先金属丰度的最大的白矮星样本。我们发现一个平坦的年龄-金属丰度关系显示分散的[Fe/H]丰度约0.5德克斯周围的太阳金属丰度在所有年龄。这独立地证实了在以前的研究中发现的太阳附近的年龄和金属丰度之间缺乏相关性，这些研究集中在分析单个主序星和疏散星团。
2021-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of metallicity on the Galactic disk population of white dwarfs
长期以来，人们一直认为恒星金属丰度在确定银河系不同恒星星族的年龄中起着重要的作用。在这里，我们分析的作用，金属丰度发挥的白矮星光度函数的银河系盘，这是经常被用来确定其年龄。我们采用蒙特卡罗人口合成代码，占人口的银河系盘白矮星的属性。我们的代码采用了最先进的进化冷却序列的白矮星与富氢和缺氢的气氛，碳-氧和氧-氖核心。我们使用两种不同的模型来评估的金属丰度的演变，其中一个采用的金属丰度随时间是恒定的，但具有适度的分散，和第二个金属丰度随时间增加。我们发现，我们的理论结果是在一个非常令人满意的协议，从斯隆数字巡天（SDSS）和从SuperCOSMOS巡天（SSS），独立于所采用的年龄金属丰度法获得的观测光度函数。特别地，我们发现年龄-金属丰度关系对白矮星光度函数的亮支的形成没有明显的影响，而且其截止点的位置对所采用的年龄-金属丰度关系几乎不敏感。由于白矮星光度函数明亮分支的形状对年龄-金属丰度定律不敏感，它可以安全地用来检验理论上的演化序列，而由于下降位置对金属丰度分布的敏感性有限，它的位置提供了银河系盘年龄的可靠指标。
2014-04-29 astro-ph.GA 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
Polluted White Dwarfs: Mixing Regions and Diffusion Timescales
许多孤立的白矮星（WD）显示出大气金属污染的光谱证据。由于重元素沉积时间尺度很短，这很可能表明正在进行的吸积。堆积的金属遇到各种混合过程中的WD表面：对流，重力沉降，过冲，和温盐不稳定性。我们提出了MESA WD模型，探讨这些过程中的每一个推断吸积率及其影响。我们提供了许多个别金属的扩散时间尺度，我们量化的制度，其中温盐混合占主导地位的重力沉降在设置的重元素的有效沉降速率。我们的基础上，并确认早期的工作发现，吸积率高达$10^{13} \, \rm g \, s^{-1}$需要解释所观察到的污染在DA WD $T_{\rm eff} > 15,000 \, \rm K$，我们提供了表格的结果，从我们的模型，使吸积率推断污染DA WD的观测。如果这些率是年轻的WD的代表，我们估计，在WD的寿命吸积的星子材料的总质量可能高达$10^{28} \, \rm g$，虽然这种估计是容易受到潜在的选择偏差和不确定性的磁盘过程的性质，供应吸积WD表面。我们还发现，受污染的DB WD经历的热盐混合比DA WD少得多，我们不希望热盐不稳定性活跃的污染DB WD与$T_{\rm eff} < 18,000 \, \rm K$。
2019-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The White Dwarfs of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67: Properties and Progenitors
古老的太阳金属量疏散星团Messier 67一直被认为是研究和理解太阳型恒星结构和演化的关键。对于恒星残骸来说也是如此--M67的白矮星种群为理解和解释白矮星种群和演化提供了至关重要的观测数据。在这项工作中，我们确定白矮星的质量，并推导出他们的祖先恒星质量使用高信噪比光谱的温暖（$\gtrsim10,000$ K）DA白矮星在集群。由此，我们能够推导出每个白矮星在初始-最终质量关系中的位置，以及平均$M_{\mathrm WD} = 0.60\pm 0.01 M_{\odot}$和祖先质量$M_i = 1.52\pm 0.04 M_{\odot}$。这些值是完全符合最近发表的线性和分段线性拟合的半经验的初始-最终质量关系，并提供了一个至关重要的，精确的锚点的初始-最终质量关系的太阳金属丰度，低质量的恒星。M67白矮星的平均质量也与局部场白矮星质量分布中的尖锐窄峰相一致，这表明大多数新近形成的场白矮星来自质量为$\approx 1.5 M_{\odot}$的恒星。我们的研究结果，使更精确的建模编码的领域WD质量分布的银河系恒星形成率。
2021-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ensemble Properties of the White Dwarf Population of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67
白矮星是研究低质量和中等质量恒星生命终结问题的绝佳工具，而古老的太阳金属丰度疏散星团Messier 67是研究太阳型恒星恒星演化的可靠实验室。在本文中，我们提出了一个详细的光谱研究，（M_g < 12.4）白矮星，结合之前发表的自行成员测定，我们确定了一个干净的，有代表性的星团白矮星样本，包括13个以氢为主的成员，其中至少有一个是候选的双简并，和5个以氦为主的成员。使用这个样本，我们测试围绕太阳型恒星的恒星演化的最后阶段的多个预测。特别是，~1.5太阳质量的恒星损失的综合质量的随机性小于白矮星残余质量的7%。我们确定了可能是由双星演化产生的白矮星，包括至少一个蓝离散星遗迹和两个氦核白矮星。我们没有观察到一个显着的人口的氦核心白矮星形成的增强质量损失的红巨星分支的集群。白矮星大气成分的分布是完全一致的领域，限制了提出的机制，抑制氦大气白矮星形成的星团。简而言之，Messier 67的白矮星数量与太阳金属丰度恒星的单星和多星恒星演化理论的基本预测完全一致。
2018-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age-metallicity relation in the solar neighbourhood from a pilot sample of white dwarf-main sequence binaries
年龄-金属丰度关系（AMR）是理解银河系盘如何形成和演化的基本观测约束。然而，目前还没有一个协议的观测性能AMR的太阳附近，主要是由于难以获得准确的恒星年龄的个别领域的明星。我们已经开始了一项观测活动，通过使用宽白矮星-主序星（WDMS）双星来提供急需的观测输入。白矮星是天然的时钟，可以用来推算准确的年龄。金属丰度可以从主层序伴生物中获得。由于白矮星和主序星的祖先是同时诞生的，WDMS双星提供了一个独特的机会，以观测约束在一个强大的方式AMR的属性。在这项工作中，我们提出了AMR来自分析的试点样本23 WDMS双星，并提供明确的观测证据，年龄和金属丰度之间缺乏相关性，在年轻和中间年龄（0-7 Gyrs）。
2016-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forever young white dwarfs: when stellar ageing stops
白矮星是恒星演化最常见的终点。特别令人感兴趣的是超大质量的白矮星，因为它们与Ia型超新星爆炸、合并事件和快速射电暴有关。超大质量白矮星被认为是单一标准恒星演化的结果，拥有氧氖（ONe）核。然而，它们中的一小部分可能具有碳氧（CO）核心。最近根据{ \it Gaia}空间飞行任务提供的新观测结果进行的研究表明，一小部分超大质量白矮星在冷却过程中经历了强烈的延迟，这不能仅仅归因于结晶的发生，因此需要一种能够长期延长其寿命的未知能源。在这项研究中，我们发现，$^{22}$ Ne沉积释放的能量在内部深处的超大质量白矮星与CO核心和高$^{22}$ Ne含量是一致的，这些恒星残留物的冷却延迟长。在综合研究白矮星星族的基础上，基于Monte Carlo技术，我们发现，{ \it Gaia}揭示的观测结果可以用这些长期年轻的超大质量白矮星的存在来解释。虽然如此高的$^{22}$ Ne丰度与标准的演化通道不一致，但我们的结果支持了CO核超大质量白矮星的存在和$^{22}$ Ne沉积的发生.
2021-04-14 astro-ph.SR
The evolution of ultra-massive carbon oxygen white dwarfs
超大质量白矮星（$\rm M_{WD} \gtrsim 1.05\, M_{\odot}$）被认为是研究Ia型超新星爆炸、合并事件、超渐近巨星分支（SAGB）阶段物理过程的发生以及高磁场存在的有力工具。传统上，超大质量的白矮星被认为拥有氧氖（ONe）核。然而，新的观测和最近的理论研究表明，一些超大质量白矮星的祖先可以避免碳燃烧，从而形成具有碳氧（CO）核心的超大质量白矮星。在这里，我们提出了一套超大质量的白矮星的演化序列与CO核心的金属丰度和质量范围很广。我们考虑到在结晶过程中的潜热和相分离，并通过$^{22}$ Ne沉降释放的能量。现实的化学配置文件所产生的祖进化的充分计算被认为是。我们比较了CO超大质量白矮星模型和ONe模型。我们的结论是，CO超大质量白矮星的演变显着慢于他们的ONe同行主要有三个原因：他们更大的热含量，结晶的影响，和$^{22}$ Ne沉降的影响。我们还根据新的大气模型提供多个光度波段的颜色。这些CO超大质量白矮星模型和ONe超大质量白矮星模型为研究银河系中的超大质量白矮星种群提供了一个合适的理论框架。
2022-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of white dwarf stars with high-metallicity progenitors: the role of 22Ne diffusion
在富含金属的疏散星团NGC 6791中，主序关闭年龄和白矮星冷却年龄之间存在很大的差异，基于此，我们计算了一个白矮星演化序列网格，该网格第一次包含了22 Ne沉淀和碳/氧结晶相分离过程所释放的能量。该网格覆盖了0.52 ~ 1.0 Msun的质量范围，适合于富金属星系团中白矮星的研究。进化计算的基础上，从这两个过程中释放的能量的详细和自洽的治疗，以及就业的现实的碳/氧配置文件，相关的碳/氧相分离释放的能量的准确评估。我们发现，22 Ne沉降强烈延迟冷却速率的白矮星源于祖先与高金属丰度在中等亮度，而碳/氧相分离增加了相当大的延迟在低光度。冷却时间对22 Ne扩散系数实际值中可能的不确定性很敏感。通过因子2改变扩散系数，导致大约的最大年龄差异。8-20%，取决于恒星质量。我们发现，核心化学变化导致的延迟幅度与解决NGC 6791年龄差异所需的白矮星冷却速率减慢是一致的。
2010-06-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Revisiting the Galactic age-metallicity relation from wide white dwarf-main-sequence binaries
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）
利用Gaia DR3数据构建宽距白矮星-主序星双星样本，通过白矮星测光年龄和主序星[Fe/H]丰度，发现银河系盘年龄-金属丰度关系存在大弥散，支持径向迁移等机制导致的内在散射。
2026-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
White dwarf evolutionary sequences for low-metallicity progenitors: The impact of third dredge-up
我们提出了新的白矮星低金属丰度祖先的进化序列。白矮星序列是从完整的演化计算中得出的，该计算考虑了祖星的整个历史，包括热脉冲和后渐近巨星分支阶段。我们发现，对于范围在0.00003- 0.001的祖先金属丰度，并在没有碳富集，由于发生的第三次疏浚插曲，由此产生的H信封的低质量白矮星是足够厚，使稳定的H燃烧的最重要的能源，即使在低光度。这对白矮星的冷却时间有重大影响。这个结果是独立的热脉冲和后AGB阶段，和行星状星云阶段采用的质量损失率。我们的结论是，在第三次挖掘情节的情况下，低质量白矮星的演化的一个重要组成部分是由低金属丰度的祖先是由稳定的H燃烧。我们的研究开启了利用观测到的低金属量球状星团的白矮星光度函数来限制低金属量前身星的热脉冲AGB阶段第三次挖掘事件的效率的可能性。
2015-02-13 astro-ph.SR
The age-metallicity dependence for white dwarfs
本文从理论上研究了初始$-$到$-$最终质量关系的金属丰度依赖性及其对白矮星年龄测定的影响。我们计算一个网格的演化序列从主序列到$\sim 3\, 000$ K的白矮星冷却曲线，通过所有的中间阶段。在热脉冲渐近巨星分支没有第三次疏浚情节被认为是，因此光球的C/O比低于单位的序列金属丰度大于$Z=0.0001$。我们认为初始金属丰度从$Z=0.0001$到$Z=0.04$，占恒星星族在银盘和晕，初始质量低于$\sim 3M_{\odot}$。我们发现了一个明确的依赖的形状的初始$-$到$-$最终质量与祖金属丰度的关系，在那里富含金属的祖导致质量较低的白矮星遗迹，由于增强的质量损失率与高金属丰度值。通过比较我们的理论计算与球状星团和老疏散星团的半经验数据，我们发现观测到的内禀质量分布可以用一组初始$-$到最终$-$的质量关系来解释。此外，我们确认，白矮星阶段之前所花费的寿命增加金属丰度。最后，我们估计了三个球状星团NGC 6397，M4和47 Tuc的白矮星冷却曲线顶部的平均质量，周围的$0.53 M_{\odot}$，老恒星星族的特点。然而，我们发现不同的值的祖先质量，较低的金属贫集群，NGC 6397，和较大的年轻和金属丰富的集群47 Tuc，从金属依赖性的初始$-$到$-$最终质量关系的预期。
2015-04-15 astro-ph.SR
The impact of metallicity on nova populations
恒星的金属丰度以各种方式影响其演化，改变恒星半径、光度、寿命和残余物性质。在这项工作中，我们使用人口合成代码binary_c研究如何金属丰度影响新星的背景下，二进制恒星演化。我们计算一个16点网格的金属丰度范围从$Z=10^{-4}$到0.03，提出分布的新星白矮星的质量，吸积率，延迟时间，和初始系统的属性在我们的16点金属丰度网格的两个极端。我们发现金属丰度和产生的新星数量之间存在明显的反相关性，$Z=0.03$的新星数量大约是$Z=10^{-4}$的一半。白矮星的质量分布随金属丰度有很强的系统性变化，而吸积率分布的形状相对不敏感。我们计算出银河系目前的新星率约为每年33颗新星，这一结果与依赖于银河系外新星的观测估计一致，但相对于依赖于银河系新星的观测估计，这一结果预测不足。然而，我们预测的银河系白矮星质量分布的形状与现有的观测得出的分布有很大不同，这可能是由于我们的基本物理假设。在M31中，我们计算出目前每年约36颗新星的新星率，低于最近观测估计的$65^{+15}_{-16}$。最后，我们的结论是，在预测目前可观察到的新星率在螺旋星系，或恒星环境中的恒星形成已经停止在遥远的过去，金属丰度可能被认为是次要的相比，在二进制恒星演化的不确定性。
2021-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Absence of a Correlation between White Dwarf Planetary Accretion and Primordial Stellar Metallicity
本文通过宽双星系统中伴星金属丰度作为白矮星原初金属丰度的代理，比较受污染与未受污染白矮星的金属丰度分布，发现两者无显著差异且吸积率与金属丰度无显著趋势，表明巨行星并非白矮星吸积事件的主导原因。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution and colors of helium-core white dwarf stars with high-metallicity progenitors
受最近在富金属星系团中发现的单氦核和双氦核白矮星的启发，我们提出了一套适合于研究此类白矮星的演化计算和颜色。本文还旨在研究稳定的氢燃烧是否可能构成由高金属丰度祖先产生的大质量He核白矮星的主要能量来源。白矮星序列是通过考虑具有超太阳金属丰度的祖星的演化历史而得到的。我们还纳入了一个自洽的，依赖于时间的重力沉降和化学扩散，以及剩余的核燃烧的治疗。我们发现，在白矮星演化的后期阶段，残余核燃烧的影响强烈依赖于富氢包层底部化学扩散的发生。当不考虑扩散时，残余氢燃烧强烈影响白矮星冷却的高级阶段，引入几个Gyr的演化延迟。相比之下，当考虑扩散时，残余核燃烧的作用被强烈地减轻，并且演化仅由存储在离子中的热含量决定。此外，对于我们所有的序列，我们提供了准确的颜色和幅度的基础上，新的和改进的非灰色模型大气，其中明确包括赖氨酸$α$准分子不透明度。
2009-05-12 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
Pulsations powered by hydrogen shell burning in white dwarfs
由于在渐近巨星分支阶段没有第三次挖掘事件，由低金属丰度祖先演化而来的白矮星模型具有较厚的氢壳层，这使得氢壳层燃烧成为最重要的能量来源。我们调查的脉动稳定性的白矮星模型与厚信封，看看是否非径向$g$模式的脉动是由氢燃烧引发的，目的是把限制氢壳燃烧在冷白矮星和第三次疏浚在渐近巨星分支演化的祖星。利用全演化计算方法构造了低金属丰度的母星白矮星序列，并分析了它们在有效温度$T_{\rm eff} \sim 15\,000\,-\, 8\,000$ K范围内的脉动稳定性。我们证明了，对于从低金属丰度祖先演化而来的质量为$M_{\star} \lesssim 0.71\,\rm M_{\sun}$、有效温度为$8\,500 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 11\,600$ K的白矮星模型，（$Z= 0.0001$、$0.0005$和$0.001$）偶极子（$\ell= 1$）和四极杆（$\ell=2$）$g_1$模式主要由于氢燃烧壳层通过$\varepsilon$机制而被激发，除了由$κ-γ$或对流驱动机制驱动的其它$g$模式之外。然而，$\varepsilon$机制不足以驱动这些模式在白矮星从太阳金属丰度祖先演变。我们建议，应努力观察偶极$g_1$模式的白矮星与低金属丰度的环境，如球状星团和/或星系晕，放置在冷却的白矮星的氢壳燃烧和第三个疏浚情节在前面的渐近巨星分…
2016-06-14 astro-ph.SR
Improving white dwarfs as chronometers with Gaia parallaxes and spectroscopic metallicities
白矮星（WD）在解决天体物理学中的两个问题：恒星年龄的准确性和精确度方面提供了尚未实现的潜力。WD冷却年龄可以从表面温度和半径推断，这可以通过高质量的测光和测量来精确地限制。准确和精确的盖亚天体测量以及光度测量提供了信息，以获得大量WD的冷却和总年龄。在这里，我们分析了1372 WD宽的二进制与MS同伴，并报告在这些WD+MS系统的冷却和总年龄精度。WD的总年龄可以进一步限制，如果它的原始金属丰度是已知的，因为主序（MS）祖寿命取决于金属丰度在固定的质量，但金属丰度是不可用的通过光谱的WD。我们发现，将光谱金属丰度的约束，从38宽二进制MS同伴大幅降低内部的不确定性WD总年龄相比，一个统一的约束。在我们的样本中的38颗恒星的平均值，总（内部）年龄不确定性从21.04%提高到16.77%时，纳入光谱约束。更高质量的WD产生更好的总年龄精度;对于8个零年龄的主序质量$\geq$ 2.0太阳质量的WD，总年龄的平均不确定性从8.61%提高到4.54%时，纳入光谱金属丰度。我们发现，如果有$\leq$ 1%精度的星表和$\leq$ 0.01 mag精度的泛星$g, r$和$i$测光，那么对于祖先质量大于2.0太阳质量的WDs，总年龄精度通常可以达到5%。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Applying the metallicity-dependent binary fraction to double white dwarf formation: Implications for LISA
本研究首次结合金属丰度依赖的双星比例模拟LISA可观测的银河系双白矮星种群，发现该依赖性使LISA频带总种群减半并降低前景，但LISA可分辨种群在不同模型间仍难以区分。
2022-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolution of white dwarfs resulting from helium-enhanced, low-metallicity progenitor stars
一些球状星团拥有多个恒星星族，它们具有不同的化学丰度模式。这对于半人马座$ω$来说尤其如此，它显示了氦丰度高达$Y= 0.4$的富氦亚群的明确证据。我们提出了一个完整的和一致的一套从ZAMS到白矮星阶段的演化轨迹，适合于研究富氦祖先演化导致的白矮星的形成和演化。对白矮星演化及其富氦祖先的不同问题进行了探讨。特别是，残余物的最终质量，在热脉冲阶段过冲的作用，以及由此产生的白矮星的冷却明显不同于标准初始氦丰度的祖星的演化预测。最后，我们还探讨了由此产生的白矮星的脉动性质。我们发现，在本文探讨的初始质量的范围内，富氦祖细胞的最终质量明显大于预期的最终质量与通常的氦丰度的祖细胞。我们还发现，初始质量小于$M_\star \simeq 0.65\,M_\odot$的祖先直接演化成氦核白矮星在小于14 Gyr，和更大的祖先质量的演化所产生的低质量碳-氧白矮星是由剩余的核燃烧。对于氦核白矮星，我们发现它们的演化速度明显快于来自标准祖先的对应物。此外，与由具有标准氦丰度的祖星产生的白矮星相比，残留燃烧对白矮星冷却时间的影响不受祖星热脉冲阶段发生过冲的影响。
2016-11-18 astro-ph.SR
Two Massive White Dwarfs from NGC 2323 and the Initial-Final Mass Relation for Progenitors of 4 to 6.5 M$_\odot$
我们用凯克低分辨率成像光谱仪观测了富疏散星团NGC 2323（M50）中的10颗白矮星候选者。光谱显示八颗是DA白矮星，其中六颗具有适合我们分析的高信噪比。其中两颗白矮星与单一演化的星团成员一致，都是高质量的$\sim$ 1.07 M $_\odot$，并给出了4.69 M $_\odot$的等效祖先质量。为了补充这些新的高质量白矮星并分析初末质量关系（IFMR），我们还从公开的数据中观察了30颗白矮星，它们大多都是高质量的（$\gtrsim$ 0.9 M $_\odot$）。这些原始公布的数据表现出显著的分散性，为了测试这种分散性是真实的还是仅仅是系统学的结果，我们统一分析了白矮星的光谱，并采用了彻底的测光技术来获得其母星系团的统一星系团参数。由此产生的IFMR散射显着减少，认为质量损失率是不随机的性质，并在金属丰度和质量分析的范围内，在这项工作中，质量损失是不是高度敏感的金属丰度的变化。最后，当采用基于Y $^2$等时线的星系团年龄时，高质量IFMR的斜率仍然很陡，并且与中等质量白矮星的斜率一致，给出了3至6.5 M $_\odot$的祖先质量的线性IFMR。相比之下，当采用基于PARSEC等时线的稍年轻的星系团年龄时，高质量IFMR在4 M $_\odot$的初始质量附近有适度的周转。
2016-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial-Final Mass Relation for 3 to 4 M$_\odot$ Progenitors of White Dwarfs from the Single Cluster NGC 2099
利用凯克低分辨率成像光谱仪对富疏散星团NGC 2099（M37）中观测到的白矮星进行了样本扩展。在20颗白矮星候选者中，光谱显示19颗是真正的白矮星，其中14颗具有高信噪比。我们发现这14个中的11个与单独进化的集群成员一致。其跨越$\sim$ 0.7至0.95 M $_\odot$的质量范围，不包括低质量离群值，对应于$\sim$ 3至4 M $_\odot$的祖细胞质量。这个区域的初始最终质量关系（IFMR）有很大的散射和斜率，仍然是精确确定的。利用这个属于单一年龄和金属丰度群体的大样本白矮星，我们发现初始-最终质量关系为（0.171 $\pm$ 0.057）M $_{\rm initial}$ +0.219 $\pm$ 0.187 M $_\odot$，明显比许多先前研究中在整个观测到的白矮星质量范围内采用的线性关系更陡峭。将太阳金属丰度NGC 2099与富含金属的毕宿星团和普雷塞普星团中的18颗白矮星的这种新关系进行比较，发现它们的IFMR也具有一致的陡峭斜率。这种强烈的一致性也表明，在这个质量和金属丰度范围内，IFMR没有显著的金属丰度依赖性。因此，IFMR可以更可靠地确定与这一广泛的样本的29个总白矮星给出M $_{\rm final}$ =（0.163 $\pm$ 0.022）M $_{\rm initial}$ +0.238 $\pm$ 0.071 M $_\odo…
2015-05-25 astro-ph.SR
Progenitors of type Ia supernovae and the metallicity distribution of G-type dwarfs
我们调查的贡献形成Ia型超新星的单（白矮星吸积从一个非简并的同伴）和双（两个合并的白矮星）简并的情况下，以及各个方面的二元演化过程中导致这样的祖系统。我们的目标是通过组合建模更好地了解不确定性和参数空间，从而减少可能的模型方法的数量。如将示出的，这种排除部分参数空间通常与建模中的不确定性无关。我们使用的组合的人口合成代码与详细的二进制演化和银河系化学演化模型预测的金属丰度分布的G型矮星在太阳附近。由于这些恒星的寿命很长，这种分布是一个区域整个化学历史的良好指标。通过将观测到的分布与假设不同的Ia型超新星祖先和演化参数（例如关于质量和角动量损失以及共同的包络演化）所预测的分布进行比较，有可能限制假设的可能组合。我们发现，为了重现所观察到的G-矮星金属丰度分布，它是绝对必要的，包括单和双简并的情况。当所有合并的C-O白矮星都对后者有贡献时，得到最佳匹配。这种对应关系也严重依赖于关于星系和恒星形成的假设，例如使用两个坠落模型与恒星形成速率恒定。然而，这并不影响先前的结论，这与研究星暴星系中Ia型超新星延迟时间分布的结果一致。
2014-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Signatures of AGB Mass Transfer in Gaia White Dwarf Companions
California Institute of Technology（加州理工学院）；Gemini Observatory, NSF’s NOIRLab（双子座天文台，美国国家光学-红外天文研究实验室）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
通过分析Gaia DR3中的WD+MS双星系统，发现主序星中的s过程增强是AGB质量转移的特征，揭示了质量转移过程中供体质量、金属度及热脉冲次数的影响。
2026-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of Coulomb diffusion of ions on the pulsational properties of DA white dwarfs
元素扩散是影响白矮星表面丰度、内部结构、脉动性质和演化的关键物理过程。我们研究了库仑分离的离子在冷却时间的演变白矮星，他们的化学配置文件，布伦特-Väisälä（浮力）的频率，和脉动周期的ZZ Ceti不稳定带的效果。我们遵循的白矮星模型的充分演变，从他们的祖先的历史的基础上，随时间变化的元素扩散计划，结合了由于库仑相互作用在高密度的离子的引力沉降的影响。我们发现，库仑沉降深刻地改变了化学配置文件的超大质量（$M_*> 1 M_{sun}$）白矮星沿其演变，阻止氦扩散向内的核心，从而导致更窄的化学过渡区。因此，对于超大质量的鲸鱼座ZZ星，$g$模式的脉动周期预计会发生显著的变化，高达$15 \%$。在对这类恒星进行详细的星震学分析时应考虑到这一点。对于质量较小的白矮星来说，库仑分离的影响要小得多，造成鲸鱼座ZZ星的周期变化低于祖先演化的不确定性所导致的周期变化，尽管大于观测周期的典型不确定性。
2020-10-21 astro-ph.SR
Diffusion of Neon in White Dwarf Stars
富中子同位素$^{22}$ Ne的沉积可能是白矮星冷却过程中的一个重要引力能量来源。这取决于$^{22}$ Ne在强耦合等离子体混合物中的扩散常数。我们从碳、氧和氖混合物的分子动力学模拟计算自扩散常数$D_i$。我们发现，混合物中的$D_i$与早期的单组分血浆结果没有很大差异。对于强耦合（库仑参数$Γ>$很少），$D_i$对离子种类的电荷$Z_i$有适度的依赖性，$D_i \propto Z_i^{-2/3}$。然而，对于弱耦合（较小的$Γ$），$D_i$更强烈地依赖于$Z_i$。我们的结论是，自扩散常数$D_{\rm Ne}$的$^{22}$氖在碳，氧，氖等离子体的混合物是准确地知道，使$D_{\rm Ne}$的不确定性应该是不重要的模拟白矮星冷却。
2010-11-29 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech nucl-th
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
White Dwarfs in the Metal-Rich Open Cluster NGC 6253
我们已经获得了53张$g$滤波器和19张$i$滤波器的图像，每张图像都是用Gemini-South望远镜对超金属丰富的疏散星团NGC 6253进行600秒曝光，以创建该星团的深层图像，从而首次观察该星团白矮星。我们将分析白矮星的光度函数来测量星系团的白矮星年龄，寻找任何异常的特征（就像在类似的富金属星系团NGC 6791中看到的那样），并在高金属丰度下限制初末质量关系。我们提出了一个更新的这些意见和我们的计划，以研究形成的白矮星在超高金属丰度的环境。
2016-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Producing type Ia supernovae from hybrid CONe white dwarfs with main-sequence binary companions at low metallicity of Z = 0.0001
本研究结合双星演化与星族合成模型，发现在Z=0.0001低金属丰度下，混合CONe白矮星与主序伴星通道的Ia型超新星速率约为0.11-3.89×10⁻⁴ yr⁻¹，延迟时间为0.05-2.5 Gyr，且低金属丰度环境会导致相对更长的延迟时间。
2025-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The white dwarf population of NGC 6397
NGC 6397是最有趣、观测最好、理论研究最多的球状星团之一。现有的观测数据使我们能够研究低金属丰度祖先的理论白矮星冷却序列的可靠性，确定其年龄和未解决的双星的百分比，并评估该星系团的其他重要特征，如初始质量函数的斜率，或具有缺氢大气的白矮星的比例。本文对NGC 6397中的白矮星进行了综合研究。特别是，我们研究了颜色-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蒙特卡罗代码，结合了最新的和可靠的冷却序列和观测偏差的准确建模。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，我们发现，这种协议是最好的冷却序列，考虑到残余氢燃烧。这一结果具有重要的后果的演化过程中的热脉冲渐近巨星分支阶段的祖星，因为它意味着可观的第三次疏浚在低质量，低金属丰度的祖星预计不会发生。用1.0 Gyr的标准爆发持续时间，我们得到星团的年龄为12.8+0.50-0.75 Gyr。更大的年龄也与观测数据相一致，但需要更长的恒星形成初始爆发持续时间来拟合光度函数。我们的结论是，正确的白矮星opulation的球状星团的建模，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。
2015-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of ultra-massive carbon-oxygen white dwarfs from the merger of carbon-oxygen and helium white dwarf pairs
质量大于1.05 Msun的超大质量白矮星（UMWD）基本上被认为拥有氧-氖（ONe）核。最近，盖亚数据揭示了增强UMWDs的赫兹-罗素图（HRD），这表明额外的冷却延迟机制，如结晶和元素沉淀可能存在于UMWDs。进一步的研究表明，一部分UMWDs应该经历了相当长的冷却延迟，这意味着它们是碳氧（CO）WD。然而，这些UMCOWD的形成机制仍在争论中。在这项工作中，我们研究了大量的CO WD与氦WD（He WD）的合并是否可以演变为UMCOWD。利用恒星演化程序MESA，我们构造了双WD合并残留物来研究它们的最终命运。我们发现，合并后的残留物的演化类似于R CrB星。He壳层的氦燃烧导致CO核的质量以2.0*10^-6 ~ 5.0*10^-6 Msun/yr的速率增长。最终的CO WD质量的影响，风质量损失率在合并后的演变，并不能超过约1.2Msun。核心质量大于1.2Msun的残留物将经历表面碳点火，这可能最终结束它们的生命。目前的结果表明，至少有一部分的UMWDs经历超长的冷却延迟可能源于合并的CO WD和He WD。
2022-02-04 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 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
The Frequency of Debris Disks at White Dwarfs
我们目前的近红外和中红外测光和光谱从PAIRITEL，IRTF，和斯皮策的金属性不偏的样品117冷，氢-大气白矮星从帕洛玛-格林调查，并发现五个过量的红外辐射，转化为4.3+2.7-1.2%的碎片盘的频率。这比以前的调查结果略高，但与以前的调查结果一致。使用初始-最终质量关系，我们将这一结果应用于我们样本的祖星，并得出结论，1- 7 Msol恒星至少有4.3%的机会托管行星;间接探测的中间质量制度规避传统的系外行星探测方法。或者，我们解释这一结果作为一个限制吸积时间尺度的一小部分白矮星冷却年龄;白矮星吸积碎片从几代磁盘~ 1000万年。这些恒星吸积的平均总质量从200公里的小行星到谷神星大小的天体不等，表明白矮星吸积了卫星和矮行星以及太阳系小行星类似物。
2012-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Primeval very low-mass stars and brown dwarfs -- VIII. The first age benchmark L subdwarf, a wide companion to a halo white dwarf
本研究在Gaia近邻星表中发现5个白矮星+超冷矮星宽双星系统，其中VVV 1256-62AB的伴星是首个年龄明确的晕族L型亚矮星，为贫金属超冷矮星的大气与演化研究提供了关键基准。
2024-08-17 astro-ph.GA 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
Ensemble Evolutionary Studies of White Dwarfs in Open Star Clusters
疏散星团中的白矮星（WD）是非常有用的恒星系综。虽然许多研究人员使用疏散星团WD来研究初始-最终质量关系，但这一恒星样本也使许多其他演化研究成为可能，包括搜索随机质量损失，研究双星演化以及测量金属丰度对WD形成和演化的影响。然而，它是至关重要的，使用天体测量数据，如自行删除污染领域的WD从疏散星团样本;多历元地面成像是需要大多数疏散星团WD。此外，必须考虑在初始质量-最终质量平面的强相关误差，我们说明了这一考虑的重要性，使用一个大的疏散星团WD样本和蒙特卡罗技术。
2020-02-17 astro-ph.GA 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
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 cool magnetic DAZ white dwarf NLTT 10480
我们在新的Luyten十分之二（NLTT）星表中发现了一颗新的冷磁白矮星。高自行恒星NLTT 10480（mu=0.5”/年）显示出微弱的钙塞曼分裂线，以及特征性的H α和β塞曼三重态。用VLT X射线能谱测得表面平均磁场B_S ~ 0.5 MG。钙线和氢线的π和σ分量的相对强度意味着高倾角（i > 60度）。光学-红外V-J色指数和CaI/CaII电离平衡表明温度在4900和5200 K之间，而Balmer线轮廓有利于5400 K的更高温度。这种差异可能通过将金属丰度增加到0.03倍太阳能来解决，从而增加电子压力。然而，测得的钙丰度和丰度上限为其他元素（钠，铝，硅。和Fe）表明光球金属丰度< 10^{-4}太阳。假设扩散处于稳定状态，则需要log（dM/dt）（g/s）=5.6+/-0.3的钙吸积速率来维持白矮星大气中log（n（Ca）/n（H））=-10.30+/-0.30的钙丰度。我们研究这一发现的影响，在冷白矮星行星碎片和弱磁场的发病率。
2011-06-13 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
Predicted incidence of Jupiter-like planets around white dwarfs
Universidad Técnica Federico Santa María（弗雷德里科·圣玛丽亚技术大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（瓦尔帕莱索天主教 Pontificia 大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, CCT La Plata-CONICET-UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，拉普拉塔CCT-CONICET-UNLP）；São Paulo State University (UNESP)（圣保罗州立大学（UNESP））；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究通过群体合成预测白矮星周围类木行星的发生率，发现其比例低于3%，但年轻低质量系统中发生率较高，且金属licity影响显著。
2026-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Toward Precision Cosmochronology: A New C/O Phase Diagram for White Dwarfs
白矮星的持续冷却被影响其冷却速率的事件打断。可能其中最重要的是其核心的结晶，一旦C/O内部冷却到临界温度以下，就会发生相变。这种转变释放潜热以及由于在凝固过程中C和O离子的重新分布而产生的引力能，从而减缓了白矮星的演化。核心结晶的明确观测特征-冷却序列中的物体堆积-最近被报道。然而，现有的演化模型很难定量地再现这种特征，这使得人们对它们在测量恒星星族年龄时的准确性产生了怀疑。结晶过程中释放的能量的时间和数量取决于C/O相图的确切形式。使用先进的Gibbs-Duhem积分方法和最先进的固相和液相的蒙特卡罗模拟，我们已经获得了这个相图的非常准确的版本，允许精确的相变建模。尽管有这种改进，结晶堆积的幅度仍然被当前的演化模型低估。我们的结论是，潜热释放和O沉淀单独是不足以解释的意见和其他不明物理机制，可能$^{22}$ Ne相分离，发挥了重要作用。
2020-07-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph
First discovery of an ultra-cool white dwarf benchmark in common proper motion with an M dwarf
超冷的白矮星是宇宙中最古老的恒星残骸之一。它们有效的重力沉降和低的有效温度是它们表现出平滑光谱的原因。由于这个原因，不可能推导出它们的径向速度或发现祖先的化学性质。最好的办法是从相关的来源推断出这些属性，这些来源是同时代的。这种系统最简单的形式是一个共同的自行对，其中一颗恒星是演化的简并恒星，另一颗是主序星。在这项工作中，我们提出了这样的系统，M矮星LHS 6328和超冷白矮星PSO J1801+625的发现，从泛星1 3 $π$调查和$Gaia$数据发布2。收集覆盖3750-24500 nm可用波长范围的后续光谱。它们的光谱表明，与超冷白矮星大气模型的合成光谱相比，白矮星的有效温度为3550 K，CO或He核的表面重力分别为$\log g = 7.45 \pm 0.13$或$\log g = 7.49 \pm 0.13$。该系统的金属丰度为-0.25 < [Fe/H] < 0.0，空间速度为（U，V，W）=（$-114.26 \pm 0.24$，$222.94 \pm 0.60$，$^{-1}$）km·s，是首次对超冷白矮星的视向速度和金属丰度的测量。这使其成为迄今为止第一个也是唯一一个此类基准。
2020-04-07 astro-ph.EP 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
Low-metallicity nova explosions: a site for weak rp-process nucleosynthesis
本研究通过四种金属丰度新星模型和蒙特卡洛敏感性分析，揭示低金属丰度新星爆炸中弱rp过程可延伸至铜-锌区域，并识别出影响中等质量核素产生的关键核反应。
2025-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Astro2020 White Paper: The L/T Transition
L/T转变是褐矮星大气中的一个重要演化阶段，为我们提供了一个独特的机会来探索云，对流，风，重力和金属丰度在非常狭窄的温度范围内的影响。了解这些物理过程对于了解超冷大气至关重要。在接下来的十年里，我们将回答关于L/T过渡大气的三个关键问题：1。L/T转换背后的物理机制是什么？2.在L/T转换处大气结构的空间范围是什么？3.重力和金属丰度如何影响L/T转变？为棕矮星开发的理论和方法将在21世纪30年代及以后用于太阳系时代的巨型系外行星，并最终用于类似的宜居带地球。现在开发这些技术是至关重要的。
2019-03-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis in Near-Chandrasekhar Mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters
利用湍流爆燃模型和爆燃-爆轰转换（DDT），对Ia型超新星（SNe Ia）的近亚克拉塞卡质量白矮星（WD）模型进行了二维流体动力学模拟.我们对41个模型进行了参数调查，以研究初始中心密度（即，WD质量），金属含量，火焰形状，DDT标准，湍流火焰公式比以前的研究更广泛的参数空间。通过后处理核合成计算获得这些模拟中$^{11}$ C至$^{91}$ Tc的最终同位素丰度。调查包括SNe Ia模型，中心密度从$5 \times 10^8$ g cm $^{-3}$到$5 \times 10^9$ g cm $^{-3}$（WD质量为1.30 - 1.38 $M_\odot$），金属度从0到5 $Z_{\odot}$，C/O质量比从0.3 - 1.0，点火核包括居中和偏心点火核。给出了33个模型的稳定同位素（从$^{12}$ C到$^{70}$ Zn）和主要放射性同位素的产额表。从太阳组成中获得的$^{55}$ Mn，$^{56}$ Fe，$^{57}$ Fe和$^{58}$ Ni的观测丰度，以及观测良好的超新星Ia和超新星Ia遗迹被用来约束爆炸模型和超新星祖先。讨论了纯湍流爆燃模型和亚发光爆燃模型之间的联系。我们发现，依赖的核合成产率的金属丰度和中心密度（WD质量）是大的。为了适应这些观测丰度，也为银河系化学演化建模的应用程序，这些依赖性的金属丰度和WD质量应考虑在内。
2019-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic simulations of the recurrent nova T Coronae Borealis: Nucleosynthesis predictions
Universitat Politècnica de Catalunya (UPC)（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE-CSIC)（空间科学研究所）
研究通过水动力模拟预测T CrB爆发的核合成过程，分析不同参数对爆发条件的影响，揭示元素丰度差异及爆发特征。
2026-01-22 astro-ph.SR
A white dwarf bound to the transiting planetary system WASP-98
WASP-98是一个行星系统，其中包含一颗热木星经过一颗晚G矮星。一颗12角秒远的较暗恒星先前被确认为白矮星，其距离和自行与行星系统的物理关联一致。我们目前的光谱学的白矮星，目的是确定其质量，半径和温度，从而年龄的系统。然而，光谱显示出无特征的连续性，并且缺乏DC类白矮星的谱线特征。因此，我们将理论上的白矮星光谱与该天体的ugriz视星等和Gaia DR 2视差进行了拟合，以确定其物理性质和系统的年龄。我们发现，该系统是旧的，与3.6陀螺仪的下限，但理论上的不确定性排除了精确确定其年龄。它的运动学与厚盘的成员资格是一致的，但不允许我们排除薄盘的选择。该系统的年龄和低金属丰度表明它受到年龄-金属丰度关系的影响，但对大多数富金属和贫金属的凌日行星系统的分析只产生了这方面的非实质性证据。我们的结论是，结合白矮星的研究可以产生独立的年龄的行星系统，但这样的分析可能更适合于DA和DB，而不是DC白矮星。
2020-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Two-dimensional simulations of mixing in classical novae: the effect of the white dwarf composition and mass
上下文经典新星是发生在恒星双星系统中的爆炸现象。它们的动力来自低质量主序星向白矮星（CO或ONe）的质量转移。物质积累10+4 - 10+5年，直到在简并条件下点燃，导致热核失控。释放的核能产生约0.1 - 0.4 GK的峰值温度。在这些事件中，富含中等质量元素（相对于太阳丰度）的10-7 - 10-3 Msun被喷射到星际介质中。然而，大的金属丰度增强和不均匀分布的化学物种的高分辨率光谱中观察到的喷射新星壳的起源还没有完全理解。目标。最近的多维模拟表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性，在核心包层界面操作，可以自然地产生自富集的吸积包层的物质从底层的白矮星在符合观测的水平。然而，这样的多维模拟已经进行了少量的情况下，和大部分的参数空间仍然是未开发的。方法.在这里，我们调查的疏浚，驱动的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，白矮星质量在0.8-1.25 Msun和不同的核心组成（CO丰富和ONe丰富的基板）。我们提出了一套五个数值模拟进行了二维旨在分析可能的影响的白矮星质量（和组成）的金属丰度增强和爆炸特性。结果我们观察到更大的混合（在相同条件下测量时高出约30%），在我们停止模拟的时候，富含ONe的基底比富含CO的基底和更大质量的白矮星有更多的能量爆发。
2018-07-27 astro-ph.SR
UOCS. XIV. Uncovering extremely low mass white dwarfs and blue lurkers in NGC 752
本研究利用多波段测光数据分析NGC 752星团成员，识别出4个含极低质量白矮星的双星系统并将对应主序星归为蓝色潜伏者，测得该星团双星比例为50%–70%，凸显光学未探测量化双星比例的重要性。
2024-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
