Discovery of a redshifted X-ray emission line in the symbiotic neutron star binary 4U 1700+24
我们提出的XMM牛顿观测的X射线二进制4U 1700+24，在2002年8月的爆发期间进行的光谱分析。在1 keV以上的EPIC-PN频谱可以通过黑体加康普顿化模型建模，如在以前的观察。在较低的能量，但是，我们检测到一个突出的软过剩，我们的模型与广泛的高斯中心在~0.5千电子伏。在高分辨率的RGS光谱中，我们检测到一条中心在19.19^{+0.05}_{-0.09} nm处的单发射线。我们讨论了这条谱线的两种可能的解释：红移z=0.012^{+0.002}-0.004}的O VIII或红移z~0.4的Ne IX。
2005-06-24 astro-ph
Self-Enrichment in Globular Clusters: Is There a Role for the Super-Asymptotic Giant Branch Stars?
在四个球状星团（GC）中，一个不可忽略的恒星部分只能被解释为一个非常富氦的人口。证据来自$ω$ Cen和NGC 2808中存在的“蓝色”主序列，以及NGC 6441和NGC 6388中非常特殊的水平分支形态。虽然人们普遍认为，自富集是GC的共同特征，但这些恒星所需的氦含量是Y $\simgt$ 0.35，很难理解如何在没有任何-或者对于$ω$ Cen来说，没有相当大的-相关金属增强的情况下产生氦。我们研究了超级AGB星可能的作用，并表明它们可能提供所需的高氦。然而，最大质量的超级AGB的喷出物显示出全球CNO富集的$\simeq$ 4倍，由于疏浚-出过程发生在第二个疏浚阶段。如果这些星团没有证据表明CNO的富集，我们可以排除至少最大质量的超AGB演化成O-Ne白矮星并参与第二代恒星的形成。后一种假说可能有助于解释GC中存在大量中子星的原因。最大质量的超级AGB实际上会演变成电子捕获超新星。它们的外壳很容易被弹出星团，但残留的中子星仍然留在星团中，这要归功于它们的小超新星诞生踢。
2008-03-03 astro-ph
New analysis of the two carbon-rich stars CS 22948-27 and CS 29497-34 : binarity and neutron-capture elements
我们对贫金属CH/CN强星CS 29497-34和CS 22948-27的丰度进行了新的测定，所用的高分辨率光谱是由欧洲南方天文台La Silla的3.6米望远镜的HARPS摄谱仪获得的，光谱范围为400 - 690 nm，分辨率为R = 100，000。这两颗恒星都是长周期双星。据证实，丰度模式显示增强的所有α-元素（如镁，钙），质子捕获元素（如钠和铝）和强烈的富集“r”和“s”的过程元素，其中的s-富集可能是由于从同伴在其AGB阶段的质量转移插曲。讨论了这种丰度模式，特别是“s”和“r”元素强烈增强的可能成因。
2004-09-09 astro-ph
Gravitationally redshifted absorption lines in the X-ray burst spectra of a neutron star
中子星的基本性质为冷核物质的状态方程提供了一个直接的测试，冷核物质的状态方程是压力和密度之间的关系，它是由构成恒星的粒子之间的强相互作用物理学决定的。确定这些性质的最直接的方法是通过测量中子星光球中产生的谱线的引力红移。状态方程隐含着质量-半径关系，而对中子星表面引力红移的测量则对质量-半径比提供了直接约束。本文报道了在低质量X射线双星EXO 0748-676的28个爆发的光谱中发现的显著吸收线。我们确定了最显着的功能与Fe XXVI和XXV n=2-3和O VIII n=1-2的过渡，所有的红移z=0.35，在小的不确定性为各自的过渡相同。对于天体物理上合理的质量范围（M ~ 1.3-2.0 M_solar），这个值与中子星由正常核物质组成的模型完全一致，而排除了一些中子星由更奇异的物质组成的模型。
2002-11-06 astro-ph
X-ray Studies of Two Neutron Stars in 47 Tucanae: Toward Constraints on the Equation of State
我们报告的光谱和变化分析的两个静态低质量X射线双星（X5和X7，以前发现的ROSAT HRI）在钱德拉ACIS-I观测的球状星团47 Tuc。X5显示了周期为8.666 ± 0.01小时的锐食，以及显示N_H柱增加的下降。X5和X7的热谱很好地模拟了热中子星的非磁化氢气氛。不需要硬幂律成分。一个可能的边缘或吸收功能被确定为0.64千电子伏附近，也许是一个OV边缘从热风。光谱拟合意味着X7的质量明显大于标准的1.4 \Msun中子星质量，在9-14 km的半径范围内M>1.8 \Msun，而X5的光谱与相同半径范围内质量为1.4 \Msun的中子星一致。或者，如果大部分的X射线亮度是由于中子星表面的持续吸积，那么这个特征可能是中子星大气层固有的0.87 keV静止框架吸收复合物（O VIII和其他金属线），而X7的质量可能是1.4 \Msun。
2003-01-14 astro-ph
Spectroscopic Constraints on the Surface Magnetic Field of the Accreting Neutron Star EXO 0748-676
最近在爆发的中子星EXO 0748-676的X射线谱中推断出Fe XXVI、Fe XXV和O VIII的引力红移吸收线。我们根据磁力线对恒星的磁场设定一个上限。氧吸收特征显示出多组分分布，这与~（1-2）x10^9高斯的磁场中的塞曼分裂一致，并且预期铁谱线的相应塞曼组分混合在一起。在其他的系统中，大于5 × 10 ^{10}高斯的场强会引起线质心的蓝移，这将抵消引力红移，并使中子星状态方程的约束推导复杂化。
2003-05-18 astro-ph gr-qc physics.atom-ph
The Abundances of Light Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae
本文介绍了银河系行星状星云（PNe）中子（n）俘获元素Se和Kr大尺度观测的初步结果。这些元素可能是由s-过程核合成在PN祖核中产生的，并通过第三次疏浚（TDU）被带到恒星包层。我们在120个PNe中搜索了[Kr III] 2.199和[Se IV] 2.287 $μ$ m，在79个对象中检测到一条或两条线，检测率为66%。为了确定Se和Kr的丰度，我们将这些元素添加到光电离代码CLOUDY的原子数据库中，并构建了一个大型网格模型，以获得未观察到的电离阶段的校正。Se和Kr富集在73%的PNE中，它们已被检测到，并表现出广泛的丰度，从大约太阳能到富集10倍或更多。这些富集被解释为在祖星的s-过程和TDU的操作的证据。与理论预期一致，Kr比Se更强烈地增强，并且这两种元素的丰度与碳丰度相关。Kr和Se在I型PNe中有强烈的增强，这可能是$^{22}$ Ne中子源在中等质量AGB星中运行的证据.这些结果构成了第一个广泛的表征的S-过程富集在PNE作为一个人口，并揭示了低和中等质量的恒星的化学演变的影响，在银河系中的反式铁元素。
2006-05-02 astro-ph
Neutron-capture elements in the metal-poor globular cluster M15
本文报道了利用斯巴鲁望远镜对球状星团M15（NGC 7078）中六颗巨星进行的中子俘获元素丰度观测。我们基于高质量蓝色光谱的丰度分析证实了重中子捕获元素丰度的星与星散射（例如，Eu），并没有显着的S-过程的贡献，在以前的研究中发现。我们首次发现，在轻重中子俘获元素丰度比（[Y/Eu]和[Zr/Eu]）和重中子俘获元素丰度比（例如，EU）。这表明这些恒星中的轻中子俘获元素不能仅用一个r过程来解释。另一个对轻中子捕获元素有重大贡献的过程必须发生在M15中。我们的研究结果表明，M15和它的祖先有一个复杂的富集历史。
2006-03-13 astro-ph
Heavy elements and chemical enrichment in globular clusters
高分辨率在VLT-Kueyen装置上用UVES获得了R > 40000和高信噪比的光谱（智利ESO帕拉纳尔天文台）的几颗主序星（V ~ 17等）和红巨星分支底部的次巨星（V ~ 16星等）在三个不同金属丰度（[Fe/H] = -2.0; -1.5;-0.7 $）的球状星团（NGC 6397，NGC 6752和47 Tuc/NGC 104）中的观测结果。25个场晕次矮星样本的光谱也以相同的分辨率拍摄，但S/N更高。这些数据已被用来确定在这三个集群中的几个中子捕获元素的丰度：锶，钇，钡和铕。这是对这三个球状星团中未演化恒星的重元素丰度的首次测定。这些值，连同[Ba/Eu]和[Sr/Ba]丰度比，已被用来测试自富集的情况。与场晕星和其他已知的银河系球状星团进行了比较，其中重元素在过去已经被测量过，至少在亮巨星（V > 11-12等）中。我们的研究结果清楚地表明，球状星团已被均匀富集的r-和s-过程的合成，而且它们中的大多数似乎遵循完全相同的丰度模式场晕星，这放弃了“经典”的自我富集方案的起源金属丰度和重元素的球状星团。
2004-08-18 astro-ph
The N Enrichment and Supernova Ejection of the Runaway Microquasar LS 5039
本文研究了大质量X射线双星LS 5039中质量施主星的新光谱和紫外光谱。光谱的光学波段谱线强度表明该恒星大气富氮贫碳，光谱类型为ON 6.5 V（（f））。在NV 1240和C IV 1550的天鹅座P星风线中也发现了N-强和C-弱的斑图。我们认为，N-富集可能是由于内部混合，如果O-星出生作为一个快速旋转，或O-星可能吸积富N气体之前，一个共同的信封与超新星的祖先相互作用。我们重新评估了轨道要素，发现轨道周期为P=4.4267 +/- 0.0010 d。我们将谱线剖面与新的非LTE、线覆盖模型谱进行了比较，从中我们得出有效温度T_eff = 37.5 +/- 1.7 kK，重力log g = 4.0 +/- 0.1，预计旋转速度V sin i = 140 +/- 8 km/s。我们使用模型光谱和消光定律拟合UV、光学和IR通量分布，参数E（B-V）= 1.28 +/- 0.02和R= 3.18 +/- 0.07。我们确认的协变观测到的X射线通量和恒星风质量损失率来自H-α配置文件，这支持风吸积的情况下，在LS 5039的X射线生产。风吸积模型表明致密伴星的质量为M_X/M_sun = 1.4 +/- 0.4，与它作为中子星的身份一致。只有当中子星由于超新星爆炸的轻微不对称性（在此期间喷射出大于5个太阳质量）而获得适度的反冲速度时，观测到的双星的离心率和逃逸速度才能协调一致。
2003-09-26 astro-ph
The Laminar Flame Speedup by Neon-22 Enrichment in White Dwarf Supernovae
碳氧白矮星含有氖-22，它是在母星核心氦燃烧时，由α俘获到氮上形成的。在白矮星（Ia型）超新星中，氖-22丰度部分决定了中子与质子的比例，因此决定了放射性镍-56的丰度，为光变曲线提供动力。氖-22丰度也改变了燃烧速率，从而改变了层流火焰速度。我们列出了不同的初始碳和氖-22丰度和密度范围内的火焰加速。层流火焰速度的这种增加--氖-22质量分数为6%时约为30%--影响了白矮星中心附近点火后的爆燃，在那里火焰的层流速度主导了浮力上升，在密度较低的区域（约10^7 g/cm 3），过渡到分布燃烧是必然发生的。火焰速度的增加将降低任何向分布燃烧过渡的密度。
2006-12-18 astro-ph
Where, oh where has the r-process gone?
我们提出了一个审查的r-过程核的可能来源。我们知道，在新生中子星的中微子驱动风中，还没有自洽的机制来提供充足的中子，使r-过程更强。我们认为在中微子驱动风中不可能产生质量数A>130（Ba及以上）的重r核。尽管如此，r过程和中微子驱动的风可能直接或间接地与一些未知的额外机制有关，例如，可以提供<0.004 s的非常短的动态时间尺度的喷出物。这个未确定的机制必须在经历核心坍缩产生中子星的相同恒星位置提供中子源。对星系晕中低金属丰度恒星的观测数据表明，产生重r核的地点不产生Fe或N和Ge之间的任何其他元素。形成中的中子星是产生重r核的关键，那么唯一可能的来源是由O-Ne-Mg核坍缩或吸积引起的白矮星坍缩产生的超新星，它们都不产生Fe族或中等质量的元素（高于C和N）。使用一个模板星与高浓缩的重r-核和另一个低浓缩，我们开发了一个双组分模型的基础上的丰度Eu（重r-核的来源）和Fe（从Fe核心坍缩超新星）。该模型对[Fe/H]<-1.5且Eu和Fe丰度已知的贫金属星中所有其他元素的丰度给出了很好的定量预测。（节录）
2007-08-13 astro-ph
V453 Oph: a s-process enriched, but carbon-deficient RV Tauri star of low intrinsic metallicity
本文报道了一个重元素富集的RV金牛座变量的检测与丰度模式，显着不同于标准的s-过程富集对象：V453 Oph。根据光学高分辨光谱，我们确定这个低内禀金属丰度（[Fe/H] = -2.2）的天体有一个温和但显著的重元素富集（[s/Fe] ~ +0.5），其分布指向慢中子俘获核合成。通过与非富集的金牛座RV星DS Aqr（[s/Fe] = 0.0）的比较分析，这一结果得到了加强。虽然V453 Oph是第一颗表现出强烈s-过程特征的金牛座RV星，但它并没有伴随着C增强，这对我们目前预测C和s-过程元素同时富集的后AGB星核合成模型提出了挑战。低N丰度排除了CN循环作为低C丰度的原因。我们探讨了三种不同的方案来解释这个演变的对象中的重元素分布：富集的母云，吸积的情况下，其中的化学模式获得的质量转移在一个二元系统和一个内在的富集疏浚。
2005-04-27 astro-ph
Neutron Stars and Black Holes as MACHOs
我们考虑了中子星和黑洞对星系晕动力学质量的贡献。特别是，我们表明，如果这些紧凑的对象所产生的早期一代的恒星与初始金属丰度小于约$10^{-4} Z_\odot$，他们可以贡献最多30- 40%的星系晕的质量没有创建超太阳级的富集。我们表明，晕中子星和黑洞的情况下，不能被拒绝的金属过剩的论点单独，由于在确定产量的祖先金属丰度的选择的关键因素。我们表明，这种情况下满足观测的限制，类似于，但没有更严重的晕白矮星所面临的。我们还讨论了最近的结果晕微透镜，在星系团和星系群中的富集热气体的存在，和其他观测。如果有晕中子星和黑洞，它们将在未来作为更长时间尺度的事件被微透镜实验探测到。
1999-04-05 astro-ph
IRAS08281-4850 and IRAS14325-6428: two A-type post-AGB stars with s-process enrichment
在研究（后）AGB恒星的化学演化过程中，一个令人困惑的发现是为什么非常相似的恒星（在金属丰度，光谱类型，红外特性等方面）。显示了一个非常不同光球组成。我们的目标是延长仍然有限的s-过程丰富后AGB星的样本，以获得统计上足够大的样本，使我们能够制定关于第3次疏浚事件的结论。我们选择了两个后AGB星的基础上，红外颜色表明过去的历史，沉重的质量损失：IRAS 08281 -4850和IRAS 14325 -6428。它们是IRAS色图中行星状星云（PNe）所在地的冷源。这两个天体的丰度是首次根据高质量的紫外线和EMMI光谱，使用精确的对数（gf）值和最新的库鲁茨模型大气严格编制的线列表得出的。这两个天体都有非常相似的光谱定义的有效温度7750- 8000 K。IRAS 08281和IRAS 14325的C/O比分别为1.9和1.6，[ls/Fe]分别为+1.7和+1.2。此外，光谱能量分布（SED）点重的质量损失在前面的AGB阶段。IRAS 08281和IRAS 14325是典型的AGB后天体，因为它们显示出强烈的第三次后疏浚化学富集。中子辐射非常有效，尽管只有温和的亚太阳金属丰度。这不符合最近的化学模型。存在非常相似的后AGB恒星，但没有任何富集，这强调了我们对AGB核合成和疏浚现象的细节知之甚少。我们呼吁对IRAS色图PN区的所有冷源进行非常系统的化学研究。
2007-06-14 astro-ph
Neutron star mergers versus core-collapse supernovae as dominant r-process sites in the early Galaxy
r-过程的天体物理性质是一个长期存在的谜团，过去曾提出许多可能的来源，其中包括低质量的核心坍缩超新星（在8 - 10 Msol范围内），高质量的核心坍缩超新星（质量> 20 Msol）和中子星合并。在这项工作中，我们提出了一个详细的不均匀的化学演化研究，认为第一次中子星合并为主要的r-过程源，并比较这种情况下，核心坍缩超新星作为主导的r-过程网站。我们的结论是，由于缺乏可靠的铁和r-过程产量作为祖质量的函数，目前不可能区分低质量和高质量的超新星的情况下，不均匀的化学演化的框架内。然而，中子星合并似乎被排除为主要的r-过程源，因为它们的发生率低，会导致r-过程富集，这与在非常低的金属丰度下的观测结果不一致。此外，由单个中子星合并注入的大量r-过程物质导致了[r-过程/Fe]比在以后的时间内的分散，这与观测结果相比太大了。
2003-09-08 astro-ph
Stellar Sources for Heavy r-Process Nuclei
r过程核合成的星址和完整机制仍然是尚未解决的问题。考虑到贫金属星中观测到的丰度，我们提出重r过程核（质量数A>130）的产生与Fe族元素或较低原子序数的元素Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc和Ti的产生无关。这就要求重r核的产生不发生在具有扩展壳层结构的超新星中，而是与8-10太阳质量的裸中子星或SNe II有关。从[Fe/H]=-3但r-元素丰度高的恒星的观测结果来看，很明显这些r-过程的富集不能代表恒星形成的星际介质的组成，而一定是来自双星伴星的非常局部的污染。在贫金属恒星中s过程元素高度富集的进一步证据也需要双星系统来解释。我们认为，在双星系统中，白矮星到中子星的吸积诱导坍缩（AIC）可能与重r核的产生有关，并可能在低[Fe/H]的低质量恒星的包层中提供高r过程和高s过程富集的偶联。如果我们假设大部分重r核是在AIC事件中产生的，那么这些事件将在银河系中产生大约16亿颗中子星。
2003-01-31 astro-ph nucl-th
Near-UV Observations of CS29497-030: New Constraints on Neutron-Capture Nucleosynthesis Processes
利用新型Keck I HIRES近紫外灵敏探测器获得的光谱，我们对蓝贫金属双星CS29497-030进行了全面的化学成分分析。29种元素的丰度和另外7种元素的上限已经推导出来，主要集中在通过中子捕获核合成产生的元素上。在我们的分析中包括两个元素，定义了慢中子捕获过程的终止点，铅和铋。我们确定了一个非常高的值[Pb/Fe] = +3.65 +/- 0.07（σ = 0.13）从三个功能，支持在以前的研究中获得的单一功能的结果。我们还首次在贫金属恒星中探测到Bi。我们推导出的Bi/Pb比是符合从最新的FRANEC计算的慢中子捕获过程中的低质量AGB星的预测。我们发现，中子捕获元素丰度的CS29497-030是最好的AGB模型，其中还包括非常显着的预富集的快速中子捕获过程中的材料在原恒星云的CS29497-030二元系统形成的解释。因此，CS29497-030既是一颗“r+ s”星，也是一颗“外部AGB”星。此外，我们发现，AGB模型的质量可以进一步限制的轻奇元素[Na/Fe]，这是敏感的中子过剩的丰度。
2005-04-29 astro-ph
Nucleosynthesis Predictions for Intermediate-Mass AGB Stars: Comparison to Observations of Type I Planetary Nebulae
I型行星状星云（PNe）具有高的He/H和N/O比值，被认为是初始质量约为3- 8 Msun的恒星的后代。这些特征表明，祖星经历了质子捕获核合成的基础上的对流信封，除了慢中子捕获过程中运行的He壳（S-过程）。我们比较预测的元素丰度Sr从模型的中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星的测量丰度在I型PNE。特别是，我们比较轻trans-iron元素Se和Kr的预测和观测，以约束对流混合和这些恒星的s-过程。部分混合区包括在选定的模型中，以探索13 C口袋上的S-过程产量的效果。太阳-金属丰度模型产生的[（Se，Kr）/Fe]富集度< 0.6，与银河系I型PNe一致，其中观察到的增强通常< 0.3 dex，而较低的金属丰度模型预测C，N，Se和Kr的富集度更大。O的破坏发生在最大质量的模型中，但它不足以解释在某些I型PNe中观察到的> 0.3 dex O的消耗。这是不可能的，以达到坚定的结论，在大规模的AGB星从Se和Kr丰度在I型PNe的中子源操作;丰度为更多的S-过程元素可能有助于区分两个中子源。我们预测，只有最大质量的模型将演变成I型PNE，表明额外的混合过程是活跃的低质量的恒星（3- 4 Msun），如果这些恒星演变成I型PNE。
2008-09-08 astro-ph
The Highly Unusual Chemical Composition of the Hercules Dwarf Spheroidal Galaxy
本文报道了武仙座矮球状星系中两颗红巨星的丰度分析结果。这些恒星在中子捕获元素中表现出显着的不足，而流体静力学α元素（O，Mg）则强烈增强。我们的数据表明[Ba/Fe]和[Mg/Fe]丰度比分别<-2 dex和~+0.8 dex，基本上没有检测到其他n-捕获元素。与另一颗具有类似丰度模式的dSph星Dra 119相比，它的金属丰度非常低，[Fe/H]=-2.95 dex，而我们的天体[Fe/H]~-2.0 dex，只是中等程度的贫金属。测量的流体静力/爆炸α元素的比例表明，高质量（~35 M_sun）II型超新星的祖先是主要的，如果不是唯一的，这个星系的富集的贡献者。这表明，恒星的形成和化学富集在超微弱的dSphs进行随机和不均匀的小尺度上，或者说，IMF强烈倾斜的高质量恒星。我们恒星的中子俘获缺陷和[Co/Fe]和[Cr/Fe]丰度比与极低金属丰度的星系晕相似。这表明，要么我们的恒星主要由第一个大质量的第III族恒星的喷出物组成（但在适度高的[Fe/H]），要么武仙座星系中的SN喷出物被稀释了约30倍的氢，而不是典型的极端贫金属恒星。
2008-10-03 astro-ph
Neutron-capture elements in the s- and r-process-rich stars: Constraints on neutron-capture nucleosynthesis processes
非常贫金属的双增强型恒星的化学丰度是很好的信息，可以为低金属丰度下的中子捕获过程模型设置新的约束。这些恒星被称为s+r星，因为它们同时显示了s-过程和r-过程元素的增强。观测到的双增强恒星的丰度比可以用那些被AGB恒星污染的恒星来解释，这些恒星随后从AIC（吸积诱导坍缩）或1.5型超新星中吸积了非常大量的r过程物质。在本文中，我们提出了第一次尝试，以适应元素丰度观测的s-和r-丰富，非常金属贫星使用参数模型，并提出了一个新的概念的组件系数来描述的贡献的个人中子捕获过程的双增强星。我们发现，这些恒星的丰度比最适合的s-和r-过程材料的富集。在AGB星的重叠因子，所观察到的s-过程元素的生产在于0.1和0.81之间。考虑到初始-最终质量关系对金属丰度的依赖性，这种宽范围的值可能被解释为AGB星在低金属丰度时的宽范围的核心质量值。对于双增强星，r过程的分量系数与s过程的分量系数强相关。这是双重增强恒星中r过程物质来自AIC或1.5型超新星的重要证据。
2006-05-14 astro-ph
Probing the Neutron-Capture Nucleosynthesis History of Galactic Matter
由中子俘获过程形成的重元素有一个有趣的历史，从中我们可以提取有用的线索和限制的过程本身的特点和恒星形成和银河系物质的核合成历史。在这方面，特别令人感兴趣的是极度缺乏金属的恒星的重元素组成。在金属丰度[Fe/H] <=-2.5时，在质量区域超过钡（A >= 130-140）的元素被发现（在非富碳恒星中）是纯r过程产物。将大质量恒星和相关的II型超新星提供的环境确定为r过程场所似乎是令人信服的。增加重S过程的水平（例如，钡）的丰度随金属丰度的增加而增加，反映了来自低质量和中等质量（M1 -3 Msol）恒星的延迟贡献，这些恒星在AGB演化阶段为主要的s-过程核合成成分提供了场所。质量区60 <~ A <~ 130的新丰度数据提供了对可能的替代r过程位置的识别的洞察。我们回顾了最近在低金属丰度晕星和盘星的重元素丰度的观测研究，讨论了观察到的趋势，根据核合成理论，并探讨这些结果的银河系化学演化，核合成，和核宇宙年代学的一些影响。
2002-09-16 astro-ph
Life Extinction Due To Neutron Star Mergers
由合并或吸积引起的中子星坍缩所产生的宇宙射线暴（CRB），如果撞击到距离爆炸比$\sim 1 kpc$更近的类地行星上，会在地面、地下和水下产生致命的大气μ子通量。这些CRB还破坏臭氧层并使环境放射性活化。这种毁灭生命的CRB的平均发生率为1亿年（Myr），与过去6亿年中观察到的5次“大”衰退一致。与先前提出的地外灭绝机制不同，CRB解释了地面、地下和水下的大规模生命灭绝，以及抗辐射物种和地形庇护物种的较高生存水平。距离较远的合并会导致较小的合并。由CRB产生的电离辐射引起的生物突变可能解释了大规模灭绝后新物种的快速出现。CRB消光预测了在消光期间形成的岩层中可检测到的富集，这些岩层具有宇宙成因产生的放射性核素，如$^{129}$ I、$^{146}$ Sm、$^{205}$ Pb和$^{244}$ Pu。地球和月球岩石层中高能粒子的轨迹也可能包含强烈CRB的记录。通过对所有邻近的中子星双星系统进行识别、测绘和计时，可以获得未来由于中子星合并而引起的预警。来自附近中子星合并的CRB接近的最后警告将由CRB到达前几天的伽马射线暴提供。
1996-11-24 astro-ph hep-ph
