Non-convergence of the critical cooling timescale for fragmentation of self-gravitating discs
对自引力盘的碎裂边界进行了分辨研究。我们进行三维光滑粒子流体动力学模拟光盘，以确定是否在轨道时标，beta_{crit}，随着分辨率的增加收敛的冷却时标的临界值。使用粒子数从31,250到1600万（迄今为止最高分辨率的模拟），我们没有发现收敛。相反，随着分辨率的增加，在较长的冷却时间尺度内发生碎裂。这些结果表明，至少，冷却时间尺度的临界值比以前认为的要长。然而，缺乏一致性也提出了是否存在临界值的问题。根据这些结果，我们警告不要使用冷却时标或引力应力参数来推断引力不稳定性是否可能是观测到的行星系的形成机制。
2010-11-03 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
Nuclear fission chain reaction in cooling white dwarf stars
当白矮星（WD）开始结晶时形成的第一批固体预计将大大富含锕系元素。以前[PRL 126，1311010]我们发现这些固体可能支持核裂变链式反应，可以点燃碳燃烧，并提供一个新的Ia型超新星（SN Ia）机制，涉及{ \it孤立} WD。在这里，我们将更详细地探索这种裂变机制，计算链式反应后的最终温度和密度，并讨论一些开放的物理问题。
2021-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Effect of field dissipation and cooling on the mass-radius relation of strongly magnetised white dwarfs
我们研究了高磁化白矮星的光度抑制及其对质量半径关系和冷却演化的影响。基于磁场相对于引力能的影响，我们对辐射不透明度、静磁平衡和简并核状态方程的处理作了适当的修正，从而得到了这些恒星的结构性质。虽然在没有磁场的情况下，无论光度如何，都保持了白矮星的质量极限，但大约$10^{14}\, {\rm G}$的强中心场可以产生质量高达$1.9\, M_{\odot}$的超白矮星白矮星。较小的白矮星在足够强的中心磁场下，即使它们的光度被显著地抑制到$10^{-16}\ L_{\odot}$，它们也倾向于保持超白矮星。由于$10\ {\rm Gyr}$上的冷却演化和同步的场衰减，小的磁化白矮星的极限质量可以随着时间的推移下降到$1.5\ M_{\odot}$。然而，这些系统中的大多数实际上仍然隐藏在整个冷却过程中，因为它们的高场和相应的低光度。利用恒星演化代码$\textit{STARS}$，我们获得了密切的协议与分析的质量极限估计，这表明我们的分析形式主义是物理动机。我们的结果表明，由于强场效应而诞生的超级钱德拉塞卡白矮星可能不会保持太久。这解释了它们的明显稀缺性，以及由于它们的亮度被抑制而难以检测。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Actinide crystallization and fission reactions in cooling white dwarf stars
冷却的白矮星（WD）开始结晶时形成的第一批固体预计将大大富含锕系元素。这是因为WD物质的熔点标度为$Z^{5/3}$，且锕系元素具有最大的电荷$Z$。我们估计，这些固体可能富含锕系元素，它们可以支持裂变链式反应。这种反应可能会点燃碳燃烧，并导致热核超新星（SN Ia）中孤立WD的爆炸。我们的机制可能解释超新星Ia与sub-Bracrasekhar喷出物质量和短延迟时间。
2021-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Cooling of Old White Dwarfs in 47 Tucanae
Department of Physics and Astronomy, University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学物理与天文学系）
研究通过哈勃空间望远镜观测分析47仙女座球状星团中白矮星的冷却过程，探讨元素扩散处理和氢包层厚度对白矮星冷却模型的影响，发现较厚的氢包层模型更符合观测数据。
2026-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-convergence of the critical cooling timescale for fragmentation of self-gravitating discs
对自引力盘的碎裂边界进行了分辨研究。我们进行三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟光盘，以确定是否在轨道时标，beta_{crit}，随着分辨率的增加收敛的冷却时标的临界值。使用粒子数从31,250到1600万（迄今为止最高分辨率的模拟），我们没有发现收敛。相反，随着分辨率的增加，在较长的冷却时间尺度内发生碎裂。这些结果无疑表明，beta_{crit}比以前认为的要大。然而，缺乏收敛性也质疑是否存在临界值。根据这些结果，我们警告不要使用冷却时标或引力应力参数来推断引力不稳定性是否可能是观测到的行星系的形成机制。
2010-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
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
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
An Empirical Measure of the Rate of White Dwarf Cooling in 47 Tucanae
我们提出了一个经验测定的白矮星冷却序列的球状星团47图克卡蒙。使用光谱模型，我们根据Wide Field Camera 3数据确定了887个物体的温度，并根据Advanced Camera for Surveys拍摄的数据确定了292个物体的温度。我们假设星系团中白矮星的形成速率是恒定的。恒星演化模型然后被用来确定物体离开主序的速率，这必须与物体到达我们领域的白矮星序的速率相同。其结果是根据经验得出的白矮星冷却序列的温度（$T_{eff}$）和时间（$t$）之间的关系。将该结果与理论冷却模型进行比较，我们发现在20，000K和30，000K之间以及在6，000K和20，000K之间的预期斜率基本一致，但是发现$T_{eff} \propto t^{-0.4}$向Mestel冷却速率的转变发生在更高的温度下，并且比任何这些模型预测的都要突然。
2012-09-21 astro-ph.SR
Crystallized white dwarf stars in scalar-tensor gravity
University of Tartu（塔尔图大学）；Complutense University of Madrid（马德里康普顿斯大学）；Eberhard Karls University of Tübingen（蒂宾根大学）；Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院）
本研究探究有质量标量-张量引力理论对白矮星的影响，发现其会改变恒星内部结构、相关热学参数，显著缩短冷却时间、降低冷却年龄，或可解决观测矛盾。
2024-08-28 astro-ph.SR gr-qc
Constraining the spin-down timescale of the white-dwarf progenitors of Type Ia supernovae
Justham（2011）和DiStefano等人（2011）提出Ia型超新星（SN Ia）的白矮星祖先可能必须在爆炸前自旋下降。由于白矮星自旋下降的时间尺度在理论上并不为人所知，我们在这里试图限制它的经验（在这个自旋下降模型的框架内）的祖先系统，包含一个巨大的捐助者，并为circumbinary材料已被检测到爆炸后：我们得到了几个$10^{\rm 7} {\rm yr}$的上限。根据Di Stefano & Kilic（2012）的研究，这意味着现在排除SNR 0509-67.5中存在幸存的伴星还为时过早。
2013-11-01 astro-ph.SR
On the effect of pulsar evaporation on the cooling of white dwarfs
大部分低质量X射线双星（LMXBs）的演化导致与氦白矮星（He WD）伴星形成快速旋转的双星。观测表明，脉冲双星系统中的某些He WD是超冷的（有效温度为$T_{\rm eff}\lesssim$ 4000\，K）。在哈勃时间内很难将He WD冷却到如此低的温度，因为在质量转移过程之后，He核心周围留下了厚厚的氢包层。加速WD冷却的一个可能机制是回收脉冲星高能辐射驱动的He WD的蒸发风质量损失。在本文中，我们演化了大量的LMXB，并研究了脉冲星的高能辐射对WD冷却的影响与不同的输入参数，包括中子星的自旋下的光度，蒸发效率和伴星的金属丰度。通过将我们的结果与观测结果进行比较，我们注意到，对于相对较热的He WD（具有$T_{\rm eff}> 7000$ K），不考虑蒸发的标准WD冷却能够再现其温度，而对于相对较低温度（$T_{\rm eff}$ <5000 K）的He WD，可能需要蒸发。
2021-07-09 astro-ph.HE 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
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
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 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
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
The Importance of Urca-process Cooling in Accreting ONe White Dwarfs
我们研究吸积氧氖（ONe）白矮星（WD）的演化，特别强调碳燃烧产物$\mathrm{^{23}Na}$和$\mathrm{^{25}Mg}$的存在的影响。这些同位素通过$\mathrm{^{25}Mg}$ - $\mathrm{^{25}Na}$、$\mathrm{^{23}Na}$ - $\mathrm{^{23}Ne}$和$\mathrm{^{25}Na}$ - $\mathrm{^{25}Ne}$ Urca对导致WD的显著冷却。我们推导出一个解析公式的峰值Urca过程的冷却速率，并使用它来获得一个简单的表达式的温度的Urca过程冷却WD。我们的估计同样适用于吸积碳氧WD。我们使用恒星天体物理学实验模块（MESA）的恒星演化代码来演化一套模型，证实了这些分析结果，并表明Urca过程冷却大大修改了吸积ONe WD的热演化。最重要的是，我们表明，MESA模型与较低的温度在发病时的$\mathrm{^{24}Mg}$和$\mathrm{^{24}Na}$电子捕获发展对流不稳定的地区，即使使用勒杜标准。我们讨论的困难，我们遇到的模拟这些对流区域，并概述了这种对流对随后的WD演变的潜在影响。对于我们不允许对流的模型，我们发现氧气在密度为$\log(ρ_{\rm c}/\rm g\,cm^{-3}) \approx 9.95$的情况下点燃，这与没有厄卡号冷却的情况非常相似。尽管如此，列入乌…
2017-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two delays in white dwarf evolution revealed by Gaia
通过比较两个由Gaia数据导出的大质量白矮星年龄指标，最近有两个发现：一是存在产生Hertzsprung-Russell图上Q分支结构的冷却异常，二是存在双白矮星合并产物。前者对白矮星冷却模型提出了挑战，后者对双星演化和Ia型超新星有影响。
2020-01-13 astro-ph.HE 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
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors That Have Mixed During Cooling
有人提出了“混合”白矮星的产生，它是由一个在O-Ne壳层中的C-O核心组成的，研究表明，富C中心区域的点火使这些可行的热核（Ia型）超新星的祖先。最近的研究发现，当白矮星在吸积之前冷却时，C-O核心与周围的O-Ne混合，这导致大质量祖星中的中心C分数低于先前的假设。为了进一步研究混合白矮星作为热核超新星祖先的有效性，我们从一系列新的混合祖先中模拟了热核超新星，其中包括冷却过程中的混合效应。前身白矮星模型是用一维恒星演化程序MESA建立的，它代表了一颗恒星经过不稳定的内部混合阶段，然后是吸积，直到达到碳燃烧的点火条件。然后将MESA模型映射到FLASH模拟爆炸的二维初始条件。为了比较，对传统的C-O祖先白矮星进行了类似的模拟。通过比较爆炸的产率，我们发现，与早期的研究一样，与传统的C-O祖先相比，混合祖先中较低的C丰度导致56 Ni的平均产率较低。虽然未混合的混合WD也表现出类似的减少，在总铁族产率，混合的情况下，不和产生一个较小的分数的铁族元素的形式56镍。我们把这归因于点火所需的较高的中心密度和爆燃点火的中心或偏离中心的位置。
2019-10-28 astro-ph.HE 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
The Onset of Convective Coupling and Freezing in the White Dwarfs of 47 Tucanae
利用哈勃太空望远镜高级巡天照相机拍摄的图像，我们测量了球状星团47 Tuccott中白矮星的冷却速率，并将其与模拟的冷却曲线进行了比较。我们研究了外对流包络到达近等温简并核心和释放的潜热在核心结晶对白矮星冷却速率的影响。对于Tuc 47的典型白矮星来说，这些效应的开始发生在类似的时间。结晶过程中释放的潜热是一个小热源。相比之下，简并核的热库要大得多。当对流包层到达白矮星内部接近等温时，恒星变得比没有这种效应时更亮。我们模拟的冷却曲线，包括这种对流耦合密切匹配观测到的亮度功能的白矮星在47图克。
2017-10-13 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
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
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
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
Accretion and diffusion in white dwarfs. New diffusion timescales and applications to GD362 and G29-38
一些光谱类型为DAZ、DBZ和DZ的带有金属痕迹的冷白矮星被发现由于星周尘埃而表现出红外过量辐射。这些尘埃的来源可能是一颗潮汐破裂的小行星，它形成了一个碎片盘，现在为白矮星提供了物质。为了从观测到的白矮星大气层和星周物质的组成中得出任何明确的结论，我们需要详细了解吸积和扩散过程，特别是扩散时间尺度。我们的目标是提供广泛的白矮星参数和所有可能观察到的化学元素的数据。从大气模式出发，计算了外边界层的结构，得到了对流层的深度和下边界的物理参数。这些参数用于使用文献中可用的扩散系数的计算来计算扩散速度。通过一个简单的例子，我们证明了观测到的元素丰度与吸积丰度并不完全相同。只有当我们知道或能够假设恒星在吸积和扩散之间达到了一个稳定状态时，才有可能得出可靠的结论。在这种情况下，大多数元素丰度在大气值和星周物质之间的差异仅为2-4倍。知道了扩散的时间尺度，我们也可以准确地将吸积丰度与观测到的丰度联系起来。如果吸积已经停止，或者吸积速率变化很大，我们就不能确定被吸积物质的成分。
2009-03-09 astro-ph.SR
Neon Cluster Formation and Phase Separation During White Dwarf Cooling
最近对银河系白矮星（WD）和盖亚的观测表明，存在着大量的结晶WD，它们表现出异常的冷却--Q分支。虽然单粒子$^{22}$ Ne沉降长期以来一直被认为是一种可能的热源，但最近的研究表明，$^{22}$ Ne必须分离成团簇，增强扩散，以便沉降在观察到的时间尺度上提供加热。我们明确地表明，$^{22}$ Ne不能分离，形成集群在C/O WD使用分子动力学模拟，我们进一步提出了一个一般的C/O/Ne相图显示，强大的$^{22}$ Ne富集是无法实现的$^{22}$ Ne丰度$\lesssim 30\%$。我们的结论是，异常加热不能是由于$^{22}$ Ne集群沉积和Q支WD可能有一个不寻常的组成，可能富含重元素。
2020-09-30 astro-ph.SR cond-mat.other
A New Timescale for Period Change in the Pulsating DA White Dwarf WD 0111+0018
我们报告了迄今为止在WD 0111+0018的292.9 s模式中观测到的脉动DA（氢大气）白矮星（WD）的最快周期变化率。观察到的周期变化，快于10^{-12} s/s，超过了两个数量级以上的预期速度从冷却单独为这类缓慢和简单地演变脉动WD。这一结果表明，存在一个额外的时间尺度的周期演化在这些脉动的对象。我们还测量了非线性组合频率的周期变化率，并表明它们具有其母模的演化特征，证实这些组合频率不是独立的模式，而是恒星外层非线性失真的产物。
2013-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Q Branch Cooling Anomaly Can Be Explained by Mergers of White Dwarfs and Subgiant Stars
本文提出标准成分白矮星与亚巨星合并产生大量26Mg，与22Ne经历蒸馏过程释放足够能量，解释了Q分支冷却异常，无需非典型初始丰度。
2023-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
New Conductive Opacities for White Dwarf Envelopes
由于白矮星的持续冷却和相对简单，白矮星通常被用来测量恒星星族的年龄。白矮星作为宇宙计时器的有用性取决于精确冷却模型的可用性。这些模型的一个关键因素是传导性不透明，这在很大程度上决定了冷却速率。在这项工作中，我们提出了改进的导电不透明度的制度，中度耦合和中度简并的特点是一个重要部分的信封DA和DB白矮星。我们发现我们的计算结果与Cassisi等人（2007）常用的不透明度之间的差异高达3倍，我们将其归因于电子-电子散射的改进。冷却模型受到传导不透明度变化的强烈影响：4000 K的白矮星的年龄可以减少2 Gyr。我们提供了分析适合我们的新的不透明度，以促进实施这一重要的影响，在白矮星演化代码。
2020-06-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Bounding destruction timescales of minor planets orbiting white dwarfs with the sesquinary catastrophe
本文提出白矮星周围轨道周期5-25小时以上的小行星满足次生灾难条件，并计算出在约1-4个洛希半径的危险区内碰撞时标为10^2-10^5年，表明碎片盘处于半连续补给状态。
2025-07-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Population synthesis of DA white dwarfs: constraints on soft X-ray spectra evolution
将人口合成方法扩展到孤立的年轻冷却白矮星，我们能够用ROSAT全天巡天（Fleming等人，1996年）。这使我们能够检查模型参数，如光谱的演变和分离的重元素在DA WD信封。这些物体的X射线光谱温度似乎由公式T_{X-ray} = min（T_eff，T_max）给出。我们得到了DA WD的出生率和X射线谱温度上限：DA出生率$= 0.61\times 10^{-12}$，单位为立方秒差距/年，T_max = 41000 K。这些值与其他作者获得的值（Liebert等人，2004; Wolff等人，1996年）。从这一事实，我们还得出结论，我们的人口合成方法适用于附近孤立冷却白矮星的人口以及孤立冷却中子星的人口。
2010-09-30 astro-ph.HE 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
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
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
Constraining white dwarf structure and neutrino physics in 47 Tucanae
我们提出了一个强大的统计分析的白矮星冷却序列在47图森。我们结合HST紫外和光学数据在集群的核心，恒星演化实验模块（MESA）白矮星冷却模型，白矮星大气模型，人造星测试，和马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样方法，以适应白矮星冷却模型，我们的数据直接。我们使用一种称为未分箱极大似然的技术来拟合这些模型，而无需分箱。我们利用这些数据来限制中微子的产生和这些白矮星中氢层的厚度。数据倾向于较厚的氢层$(q_\mathrm{H}=3.2\e{-5})$，我们可以强烈排除薄层$(q_\mathrm{H}=10^{-6})$。目前模型中的中微子速率与数据一致。这种分析并没有对中微子种类的数量提供限制。
2016-02-19 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
