银河系晕中的双白矮星

目标：我们研究银河系内晕中的单星和双星白矮星，以进一步了解晕星族形成的条件，例如初始质量函数 (IMF)、恒星形成历史或双星比例。方法：我们使用双星种群合成代码 SeBa 模拟了距离达约 3 kpc 的低金属丰度晕星的演化。我们采用两种不同的白矮星冷却模型来预测当前晕白矮星的光度。我们确定了八种不同晕模型的白矮星光度函数 (WDLFs)，并将其与 SuperCOSMOS 巡天观测到的晕白矮星 WDLF 进行比较。此外，我们预测了晕中双白矮星的性质，并确定了预计 Gaia 卫星将观测到的晕白矮星数量。结果：通过比较 WDLFs，我们发现标准 IMF 比大质量端偏重的 IMF 更准确地符合观测结果，但与小质量端偏重的 IMF 差异很小。130 亿年前的一次恒星形成爆发比 100 亿年前的爆发拟合得稍好，也比 100 亿至 130 亿年前的连续恒星形成拟合得稍好。Gaia 将是首个能够限制场晕 WDLF 亮端的仪器，该区域双白矮星的贡献相当大。其中许多将具有氦核，在我们的标准白矮星冷却模型中，其中少数具有非典型的表面重力 ($\log g < 6$) 并达到 $\log(L/L_\odot) > 0$ 的光度。这些所谓的预白矮星 (pre-WDs) 若被观测到，将有助于限制白矮星冷却模型，并可能让我们了解居住在双星系统中的晕星比例。