银河系球状组分构建块中的白矮星

银河系晕很可能随时间通过吸积较小星系（即所谓构建块）而增长。我们研究这些构建块的性质是否反映在太阳邻域的晕白矮星（WD）族中。此外，我们针对五个具有宇宙学动机的恒星晕的四个主要构建块计算了晕白矮星光度函数（WDLFs）。我们将 SeBa 双星族合成模型与慕尼黑-格罗宁根半解析星系形成模型相结合，应用于高分辨率 Aquarius 暗物质模拟。尽管半解析模型采用了瞬时回收近似，我们仍模拟了零龄主序星到白矮星的演化，并考虑了星族的龄与金属丰度变化。尽管大多数晕星年老且贫金属，因此不同构建块中的白矮星具有相似性质（包括当前光度），我们在模型中发现，源自含有年轻和/或富金属恒星的构建块的白矮星可区别于诞生于其他构建块的白矮星。然而实际上，很难证明这些白矮星确实源自不同构建块，因为双星白矮星并合导致的晕白矮星族变化会产生类似效应。我们所模拟的五个联合恒星晕白矮星族得出的 WDLFs 彼此非常相似。我们发现，具有 Kroupa 或 Salpeter 初始质量函数（IMF）的简单模型略微更好地拟合观测光度函数，因为 Chabrier IMF 更偏顶端重，尽管该结果依赖于我们对太阳邻域恒星晕质量密度的选择。