Actinide-boosting r Process in Black Hole-Neutron Star Merger Ejecta
本研究首次基于长期中微子辐射磁流体力学模拟，发现黑洞-中子星并合抛射物可再现太阳系r过程丰度模式，并指出锕系元素增强程度对动力学抛射物电子丰度与速度分布高度敏感，从而为核物质状态方程提供重要约束。
2024-10-21 astro-ph.HE
Properties of Neutrino-driven Ejecta from the Remnant of Binary Neutron Star Merger : Purely Radiation Hydrodynamics Case
本文采用广义相对论、长期、轴对称的中微子辐射流体力学方法，对由大质量中子星及其周围的圆环组成的中子星合并后的残余物进行了模拟，并以中子星合并的三维数值相对论模拟结果作为初始条件。我们研究中微子驱动的喷出物的性质。由于对湮灭加热，中微子驱动的喷出物的动力学显着修改。喷出物的动能约为没有对湮灭加热时的两倍。这表明，对湮灭加热在合并残留物的演变中起着重要的作用。驱动伽马射线暴所需的相对论性外流没有被观测到，因为由于大质量中子星的中微子驱动的喷出物引起的重子负载，旋转轴周围的比加热率不够高。我们讨论了相对论流出物的发射条件和喷出物中的核合成。
2017-07-17 astro-ph.HE
The gamma-rays that accompanied GW170817 and the observational signature of a magnetic jet breaking out of NS merger ejecta
本文首次对双中子星合并过程中的磁喷流进行了相对论MHD数值模拟。由合并残留物的磁化旋转产生的喷流在喷出物中传播，并产生一个充满能量的茧，以温和的相对论速度膨胀并从喷出物中破裂出来。我们发现，如果喷出物有一个低质量（$\sim10^{-7} M_\odot$）高速（$v\sim0.85$ c）的尾巴，茧冲击爆发将产生$γ$射线发射，这是与观察到的短GRB 170817 A，伴随着最近的引力波事件GW 170817。因此，我们建议，这是非常不同的，从所有其他短伽玛暴观察到的，是由不同的机制产生的。然而，我们预计这样的事件是很多的，许多将在未来的LIGO-Virgo运行中被检测到。
2017-10-16 astro-ph.HE
Shock within a shock: revisiting the radio flares of NS merger ejecta and GRB-supernovae
双中子星（NS）合并或高能超新星（SNe）中的快速喷出物在撞击周围环境介质时会产生晚期同步辐射。这种射电耀斑的模型通常假设喷出物膨胀到未扰动的星际介质中。然而，它也是众所周知的，二进制NS合并和宽线IC SNe可以窝藏相对论喷射流出。在这项工作中，我们表明，这样的射流冲击周围的ISM提前喷出物，从而疏散介质中的喷出物随后碰撞。使用一个理想化的球对称模型，我们说明，这抑制喷出物射电耀斑在早期$t < t_{\rm col} \approx 12 \, {\rm yr} \, (E_{\rm j}/10^{49} \, {\rm erg})^{1/3} (n/1 \, {\rm cm}^{-3})^{-1/3} (v_{\rm ej}/0.1c)^{-5/3}$，其中$E_{\rm j}$是喷流能量，$n$ ISM密度，和$v_{\rm ej}$喷出物速度。我们还表明，这可以产生一个尖锐的峰值增强的光曲线在$t = t_{\rm col}$。这对GW170817和未来的双星NS合并、伽马射线暴（GRB）SNe、长达十年的射电瞬变（如FIRST J1419）以及其他可能的相对论性外流先于缓慢移动的喷出物的事件的射电观测都有影响。未来的数值工作将扩展这些分析估计和治疗的多维性质的问题。
2020-04-27 astro-ph.HE
Properties of Kilonovae from Dynamical and Post-Merger Ejecta of Neutron Star Mergers
从中子星合并中喷出的物质会产生由r过程核的放射性衰变提供能量的电磁辐射，这就是所谓的kilonova或macronova。虽然发射的性质在很大程度上受到喷出物质中的不透明度的影响，但r过程元素的可用原子数据仍然有限。我们进行原子结构计算的r-过程元素：Se（Z=34），Ru（Z=44），Te（Z=52），Ba（Z=56），Nd（Z=60），和Er（Z=68）。我们证实，从束缚束缚跃迁的开放f-壳层，镧系元素（Nd和Er）的不透明度高于其他元素在一个宽的波长范围内。开s壳层元素（Ba）、开p壳层元素（Se和Te）和开d壳层元素（Ru）的不透明度低于开f壳层元素的不透明度，并且它们的跃迁集中在紫外波长。我们表明，光学亮度可以不同的>2 MAG取决于元素丰度的喷出物，使合并后，镧系元素的喷出物产生更明亮，更蓝的光发射。如果在这些区域中先前的动态喷出物的质量很小，则可以从极地方向观察到合并后喷出物的这种蓝色发射。对于质量为0.01 Msun的喷出物，在合并后的几天内，在g和r波段观测到的蓝色辐射将达到21.0 mag（100 Mpc）和22.5 mag（200 Mpc），这可以用1 m或2 m级望远镜探测到。
2017-08-30 astro-ph.HE
Resolving the fastest ejecta from binary Neutron Star mergers: implications for electromagnetic counterparts
我们研究了在基于网格的流体动力学模拟中，空间分辨率对中子星合并初始质量喷射的影响。具有大于$\sim 0.6$ c的速度的动态喷出物的子集可以在$\sim$ hr时间尺度上产生千诺瓦的紫外前体，并且有助于长达数年的非热余辉。先前的工作发现，当使用基于粒子或基于网格的流体动力学方法时，这种快速喷出物的数量不同，数量级为一到两个数量级。在这里，我们进行了一个数值实验，模型合并作为一个轴对称碰撞在一个共同旋转的框架，占牛顿自引力，惯性力，和引力波损失。较低的计算成本使我们能够达到高达$4$ m或恒星半径的$\sim 3\times 10^{-4}$的空间分辨率。我们发现，快速喷出物生产收敛到$10\%$内的细胞大小为$20$ m。这表明，在现有的网格合并模拟中发现的快速喷出物数量不太可能增加到所需的水平，以匹配基于粒子的结果后，进一步提高分辨率。由此产生的中子动力前体原则上可探测到距离$\lesssim 200$ Mpc与即将到来的设施。我们还发现，在自由落体的速度，偏心合并相关的迎面碰撞，产生快速和缓慢的喷出物数量的顺序$10^{-2}M_\odot$，与kilonova签名不同的准圆形合并。
2021-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The dynamic ejecta of compact object mergers and eccentric collisions
致密物体合并以多种方式喷射富含中子的物质：通过引力矩介导的动力学喷射，作为中微子驱动的风，可能还有很大一部分由此产生的吸积盘最终因粘性和核过程的结合而变得不受束缚。如果紧凑的二元并合确实产生了伽马射线暴，那么还应该存在一个相互作用区域，在该区域中，极端相对论性外流与中微子驱动的风相互作用，并产生适度相对论性的喷出物。每种类型的喷出物都有不同的物理性质，因此在核合成和伴随着致密物体相遇的电磁瞬变中扮演着不同的角色。在这里，我们专注于动态喷出物和目前的结果超过30流体动力学模拟的引力波驱动的合并和抛物面遇到，因为他们可能会发生在球状星团。我们发现，合并喷射出$\sim 1$ %的太阳质量的极端中子丰富的材料。确切的量以及喷射速度取决于所涉及的质量，非对称系统以更高的速度喷射更多的材料。这种材料经历了一个强大的r-过程和喷出物的数量和丰度模式是一致的中子星合并的“重”（$A>130$）r-过程同位素的主要来源。抛物碰撞，特别是那些中子星和黑洞之间的碰撞，喷射出大量的质量，因此不可能频繁地发生而不过度产生银河r过程物质。我们还讨论了电磁瞬变供电的喷出物内的放射性衰变（“Macronovae”），和无线电耀斑时出现的喷出物消散其大的动能在周围介质。
2012-11-23 astro-ph.HE
Shock breakout driven by the remnant of a neutron star binary merger: An X-ray precursor of mergernova emission
一颗旋转速度极快的超大质量中子星（NS）可以从NS-NS双星的合并中幸存下来。这是高度磁化的残余NS的自旋下降将为各向同性合并喷出物提供动力，以产生紫外/光学波段的明亮的合并新星发射。在合并新星之前，NS风和喷出物之间的早期相互作用可以驱动前向激波向外传播到喷出物中。结果，大量的热量可以在激波阵面后面积累，这些热量的最终逃逸可以产生激波爆发发射。我们用半解析模型描述了这种冲击的动力学和热辐射。研究发现，在软X射线中，由于以合并新星发射为先导，在合并后几小时内出现了亮度为$\sim10^{45}~\rm erg~s^{-1}$的尖锐而明亮的爆发发射。因此，这种X射线前体的探测将为识别NS动力的合并新星并将其与放射性动力的合并新星区分开提供确凿的证据（即，kilonovae或macronovae）。NS驱动的合并新星的发现将最终有助于确认由于合并和超大质量NS的存在而产生的引力波信号。
2016-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bright "merger-nova" from the remnant of a neutron star binary merger: A signature of a newly born, massive, millisecond magnetar
一个巨大的毫秒磁星可能在一个中子星（NS）双星合并后幸存下来，这将持续为合并喷出物提供动力。我们开发了一个通用的动力学模型的合并喷出物的能量注入从中央磁星。喷出物发射（“合并新星”）由磁星在紫外波段的峰值和光曲线的峰值提供动力，随着频率的增加逐渐转移到更早的时代。一颗磁星驱动的合并新星可能具有与超新星相当的光学峰值亮度，比放射性驱动的合并新星（所谓的宏新星或千新星）亮几十倍或几百倍。另一方面，这样的合并新星会比超新星更早达到峰值，持续时间也短得多。磁星的早期坍缩可能会抑制光发射的亮度并缩短其持续时间。这种毫秒磁星驱动的合并新星可能在没有观测到短伽马射线暴的NS-NS合并事件中被探测到，并且可能是NS-NS合并引起的引力波爆发的明亮电磁对应物。如果检测到，它表明合并后留下了一个巨大的NS，这对核物质的状态方程有重要的影响。
2013-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Actinide Production in Neutron-Rich Ejecta of a Neutron Star Merger
快速中子俘获（“r”）过程负责合成许多在太阳系和银河系贫金属晕星中观察到的重元素。对r-过程核合成的模拟可以重现从观测中获得的丰度，但到目前为止，还不能解释所观察到的锕系元素的过度增强，大约30%的r-过程增强恒星中存在这种现象。在这项工作中，我们调查的动态喷出物中的一个中子星合并的锕系元素的生产和探索，如果不同层次的中子丰富度可以重现的锕系元素的推动。我们还研究了锕系元素产生对核物理性质的敏感性：裂变分布，β衰变和质量模型。在大多数情况下，锕系元素是过量生产在我们的模型中，如果初始条件是足够的中子丰富的裂变循环。我们发现，锕系元素的生产可以是如此强大的动态喷出物，一个额外的镧系元素丰富，锕系元素贫乏的组件是必要的，以配合观测的锕系助推星。我们提出了一个简单的锕系元素稀释模型，在合并事件内的两个核合成位点的估计贡献折叠。我们的研究表明，虽然中子星合并的动态喷出物是形成锕系元素的可能生产场所，但另一个或多个场所（例如，中子星合并吸积盘风），以解释r过程增强的贫金属星的丰度。
2018-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Opacities and Spectra of the r-process Ejecta from Neutron Star Mergers
在两颗中子星合并过程中（或紧接着合并）喷射出的物质可能通过r过程聚集成重元素。随后的核放射性衰变可以产生类似于普通超新星的电磁辐射，但比普通超新星暗得多。识别这样的事件是未来瞬变观测的一个重要目标，为r过程核的起源和引力波的天体物理来源提供了新的视角。然而，瞬态光变曲线和光谱的预测受到重离子不确定的光学性质的影响。在这里，我们认为扩大r-过程材料的不透明度，并认为它是占主导地位的线跃迁从那些离子与最复杂的价电子结构，即镧系元素。对于一些代表性的离子，我们运行原子结构模型来计算数千万条线的辐射数据。我们发现，由此产生的r过程不透明度比普通的大几个数量级（例如，富含铁的）超新星喷出物。利用这些新的不透明度进行的辐射传输计算表明，瞬态发射应该比以前认为的更暗、更红。光谱呈现伪黑体，具有宽吸收特征，并且在红外（~1微米）处具有峰值。我们讨论了不透明度的不确定性，并试图量化其对光谱预测的影响。这些结果对寻找和研究致密天体合并的放射性电磁对应物的观测策略具有重要意义。
2013-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Viscous-Dynamical Ejecta from Binary Neutron Star Merger
广义相对论模拟的二元中子星合并与粘度揭示了一个新的外流机制，在动力学时间尺度上不等质量的双星和湍流粘性启用。这些“粘性动力学”喷出物是在合并过程中由于次级和初级中子星之间的质量交换流的热化而发射的。它们的特点是渐近速度延伸到${\sim} 0.8\, c$，并有质量取决于粘性机制的效率。取决于合并过程中磁流体动力学不稳定性所产生的有效粘性的未知强度，动态喷出物的总质量可以提高几个因子，并且具有渐近速度$\geq 0.6\, c$的喷出物的快速尾部的质量可以提高到四个数量级。膨胀的粘性动力学喷出物的放射性衰变可以产生明亮的千诺瓦瞬变，在第一个小时内有自由中子衰变的特征，在几天的时间尺度上有增强的近红外通量。喷出物与星际介质相互作用产生的同步辐射残留物也可以被粘性显著增强。在GW170817的情况下，这种残留物可以在未来几个月到几年内作为无线电信号的再亮而被检测到。
2018-11-08 astro-ph.HE
On the jet-ejecta interaction in 3D GRMHD simulations of binary neutron star merger aftermath
短的$γ$射线暴（sGRB）喷流在中子星合并后形成，穿过盘风和动力喷出物，在喷出物爆发之前延伸超过四到五个数量级的距离。我们提出了第一个三维广义相对论磁流体动力学sGRB模拟跨越这个巨大的规模分离。它们有三种可能的结果：喷气+茧，茧，两者都没有。典型的sGRB喷流从动力学喷出物中爆发，如果（i）在BH形成时，沿着极点的束缚喷出物的各向同性等效质量是$ \lesssim10^{-4}~{\rm M_{\odot}} $，限制了合并和BH形成之间的延迟时间，否则，喷流在喷出物中消失，离开喷流膨胀的茧来为低光度的sGRB提供动力;（ii）合并后的残留磁盘包含强大的大规模垂直磁场，$\gtrsim10^{15}$ G;（iii）如果喷流是弱（$\lesssim10^{50}$ erg），喷出物的各向同性等效质量沿极必须是小的（$\lesssim10^{-2}~{\rm M_{\odot}}$）。一般来说，喷流结构的形成是由早期与盘风的相互作用，而不是动力喷出物。只要我们的喷流从喷出物中爆发出来，它们就保持着显著的磁化（$\lesssim1$），这表明磁重联是sGRB发射的基本性质。爆发后流出的各向同性等效能量的角结构始终具有平坦的核心，然后是陡峭的幂律分布（斜率$\gtrsim3$），类似于流体动力学射流。在只有茧的结果中，动力喷出物扩大了流出角分布并使其变窄（斜率$\sim1.5$）。
2022-06-23 astro-ph.HE
Jet collimation in the ejecta of double neutron star merger: new canonical picture of short gamma-ray bursts
对伽马射线暴（SGRB）余辉中喷流破裂的观测表明，喷流具有小于10°的小张开角。射流的准直机理是一个长期存在的理论问题。数值分析了双中子星并合过程中喷流在物质中的传播，结果表明，当喷出物质量大于10^{-2} M_{sun}时，喷流会受到茧的约束，并以所需的准直角从喷出物中射出.我们的研究结果还表明，有一些人口的窒息（失败）SGRB或低亮度的新类型的事件。通过构建SGRB 130603 B的模型，它与第一个kilonova/macronova可以didate，我们推断，中子星的状态方程将足够软，以提供足够的喷出物准直喷流，如果这个事件与双中子星合并。
2014-03-04 astro-ph.HE
Neutron Star Mergers in AGN Accretion Disks: Cocoon and Ejecta Shock Breakouts
中子星合并被认为发生在超大质量黑洞周围的吸积盘中。在这里，我们表明，一个假定的喷流发射的合并的中子星（BNS）或中子星-黑洞（NSBH）合并发生在迁移陷阱在一个活动星系核（AGN）盘将被扼杀。喷射能量沉积在盘状材料内，为热茧提供动力。茧状体的能量足以从活动星系核盘中爆发出来，并在合并后产生明亮的X射线冲击爆发瞬变，峰值在$\sim0.15\,{\rm d}$。峰值亮度估计为$\sim 10^{46}\,{\rm erg}\,{\rm s}^{-1}$，它可以由爱因斯坦探测器从$z\lesssim 0.5$发现。后来，从合并中发射的非相对论性喷出物将打破磁盘，并在合并后为X射线/紫外线耀斑提供能量，峰值为$\sim 0.5\,{\rm d}$。该第二冲击爆发信号可以通过UV瞬态搜索来检测。茧层冷却辐射和千诺瓦辐射都被圆盘辐射所掩盖，难以检测。未来对BNS/NSBH并合产生的引力波和伴随的两个激波爆发特征的联合观测将为AGN盘中致密双星并合形成通道提供强有力的支持。
2020-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast dynamic ejecta in neutron star mergers
本研究通过完全广义相对论拉格朗日模拟，识别出中子星并合中快速动力学抛射物的两种形成机制，分析了不同坍缩情形下的抛射特征，并探讨了其观测意义。
2025-02-24 astro-ph.HE
Radiative-transfer models for explosions from rotating and non-rotating single WC stars. Implications for SN1998bw and LGRB/SNe
利用一维非局域热力学平衡含时辐射转移模拟方法，研究了与长持续时间伽马射线暴（LGRB）相关的超新星（SNe）的早期和晚期光度和光谱特性相匹配的喷出物性质。为了与SN 1998 bw的短上升时间、窄光变曲线峰值和极宽的谱线相匹配，需要一个模型，其喷出物小于3 Msun，但爆炸能量为几个1 e52 erg和0.5Msun的Ni 56。然而，相对较高的光度、中等质量元素的窄谱线，以及星云阶段的低电离度，都与更标准的富碳沃尔夫-拉叶（WR）恒星爆炸相匹配，其喷出物> 10 Msun，爆炸能量> 1 e51 erg，而Ni 56只有0.1 Msun。由于这两个模型是相互排斥的，球对称性的破缺对于匹配SN 1998 bw的早期/晚期光度/光谱特性至关重要。这一结论证实了SN 1998 bw的喷出物在大尺度上是非球面的观点。更一般地说，在非球面的情况下，LGRB/SNe的能量和Ni 56质量减少，其喷出物质量增加，有利于大质量快速旋转的沃尔夫-拉叶星祖。与主张LGRB/SNe的原磁星模型的主张相反，这种祖星/喷出物的性质与磁星的形成是相容的。从一维辐射转移模型推断的LGRB/SNe的喷出物性质是根本上有缺陷的。
2017-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamical ejecta of neutron star mergers with nucleonic weak processes I: Nucleosynthesis
本文研究了中微子相互作用对r-过程元素核合成的影响，以及在中子星-中子星（NS-NS）合并的动力学喷出物中合成的放射性元素所产生的加热率。我们研究了从四个NS-NS合并系统喷出的材料的流体动力学模拟的基础上，处理中微子效应在一个精心设计的方式，包括中微子与物质的光学厚区域和光学薄区域的再吸收平衡。我们发现，中子丰富的动态喷出物是显着的合并后残留物发出的中微子的影响，特别是当相比，忽略所有中微子相互作用的情况下。我们的核合成结果表明，产生了类似太阳的分布的r-过程元素的质量数$A \gtrsim 90$，包括显着富集Sr和减少生产的锕系元素相比，模拟不包括核子弱过程。动态喷射物质的组成以及相应的放射性衰变加热率被发现是相当独立的系统质量不对称性和所采用的状态方程。这种近似简并的丰度模式和加热速率可以有利于提取的喷出物的性质从kilonova观测，至少如果动力学分量占主导地位的整体喷出物。本工作的第二部分将研究我们的四个NS合并模型的动力学喷出物产生的光变曲线。
2021-11-20 astro-ph.HE
GW170817 4.5 years after merger: Dynamical ejecta afterglow constraints
GW170817是第一个在引力波（GW）和光子中发现的中子星（NS）合并，迄今为止仍然是同类中唯一具有明确电磁（EM）对应物的GW事件。与GW 170817相关的结构喷流的无线电发射已经衰减到通过目前运行的最灵敏的无线电阵列进行深度无线电观测所能达到的灵敏度以下。因此，我们现在有机会探测一些模型预测的无线电重新增亮，它应该在动力剥离的合并喷出物与星际介质相互作用的后期出现。在这里，我们介绍了我们的最新结果，从深无线电观测的GW 170817字段与卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA），合并后4.5年。我们在$3\,$ GHz的新数据没有显示出任何令人信服的证据，超过尾部的喷流余辉（$<3.3\,μ$ Jy）的排放，证实了我们以前的结果。因此，我们设置新的约束动态喷出物余辉模型。这些限制有利于单速喷出物与能量$\lesssim 10^{50}\,$ erg（喷出物速度为$β_0=0.5$），或陡峭的能量速度分布的千诺瓦喷出物。我们的研究结果还表明，较大的价值观的冷，非旋转的最大NS质量在质量相等的情况下。然而，没有检测的动态喷出物余辉，获得精确的约束NS状态方程仍然具有挑战性。
2022-10-12 astro-ph.HE
Kilonova from post-merger ejecta as an optical and near-infrared counterpart of GW170817
最近从中子星（NS）合并事件GW 170817的引力波的检测和电磁对应物的识别提供了一个独特的机会，研究在NS合并的物理过程。为了获得从NS合并喷出的材料的属性，我们进行辐射转移模拟的kilonova，光学和近红外辐射供电的放射性衰变的r-过程核的合并中合成。我们发现，观测到的近红外发射持续超过10天的解释是0.03 Msun的喷出物含有镧系元素。然而，在初始阶段观察到的蓝色光学成分需要具有相对高的电子分数（Ye）的喷出物成分。我们表明，光学和近红外发射同时再现的喷出物与介质叶~ 0.25。我们认为，一个占主导地位的组件供电的排放合并后的喷出物，这表明，质量喷射后，第一次动态喷射是相当有效的。我们的研究结果表明，NS合并综合了广泛的r-过程元素，并加强了假设，NS合并是宇宙中的r-过程元素的起源。
2017-10-16 astro-ph.HE
Non-thermal emission from mildly relativistic dynamical ejecta of neutron star mergers
预计双中子星合并会产生快速的动力学喷出物，具有温和的相对论速度，延伸到$β=v/c>0.6$。我们考虑无线电X射线同步辐射产生的碰撞冲击驱动的快速喷射到星际介质。解析表达式给出了球形喷出物与打破幂律质量（或能量）分布，$M(>γβ)\propto(γβ)^{-s}$与$s=s_{\rm KN}$在$γβ<γ_0β_0$和$s=s_{\rm ft}$在$γβ>γ_0β_0$（其中$γ$是洛伦兹因子）。对于合并计算结果的参数值特征-一个“浅”的质量分布，$1<s_{\rm KN}<3$，为大部分的喷出物（在$γβ\approx 0.2$），和一个陡峭的，$s_{\rm ft}>5$，“快尾”的质量分布-我们的模型提供了一个准确的（百分之十的）描述的流量的演变，包括在减速阶段，亚相对论性膨胀。这是一个显着的改进，较早的结果，根据外推的结果有效的$γβ\gg1$或$\ll1$到$γβ\approx1$，高估了一个数量级的典型参数值的流量。它将使人们能够从今后对非热发射的测量中更可靠地推断出喷出物的参数。对于合并事件GW 170817，“快尾”的存在预计将在$\sim10^4$天的时间尺度上产生可检测的无线电和X射线通量。
2022-11-28 astro-ph.HE
Cocoon breakout and escape from the ejecta of neutron star mergers
茧状物是射流通过周围物质传播的必然产物，并且需要相当一部分射流能量。在短伽马射线暴中，周围的物质是中子星合并后的喷出物，以高速$\sim 0.2 c$膨胀，这与在短伽玛射线暴中的静态恒星包层形成对比。利用二维相对论流体动力学模拟，当喷出物密度剖面为$ρ\propto r^{-2}$时，我们发现膨胀造成了很大的差异;只有0.5- 5\ %的茧团从喷出物中逃逸（比喷出物快），其张开角为$20^{\circ}$- $30^{\circ}$，而在抛物面中它是$\sim 100\%$和球形的。我们还解析地得到了逃逸茧和被困茧的质量和能量份额。由于逃逸茧的质量很小，并且被捕获的茧被喷出物和逃逸茧掩盖，我们得出结论，茧发射不太可能被观测到作为引力波事件GW 170817的对应物。
2022-10-24 astro-ph.HE
Gravitational waves and mass ejecta from binary neutron star mergers: Effect of the stars' rotation
我们提出了新的（3+1）维数值相对论模拟的双中子星（BNS）合并，考虑到NS自旋。我们考虑不同的自旋配置，对齐或反对向的轨道角动量，相等和不等质量的BNS和两个状态方程。所有的模拟都采用了准平衡的圆形初始数据，在恒定的旋转速度的方法，即他们是一致的爱因斯坦方程和流体动力学平衡。我们研究了NS旋转对能量学、引力波（GW）和与动力学质量喷出物相关的可能的电磁（EM）辐射的影响。对于无量纲自旋大小的$χ\sim0.1$，我们发现，自旋-轨道相互作用和自旋诱导的四极形变影响后期的螺旋合并动力学。然而，后者是由有限尺寸效应主导的。自旋（潮汐）效应导致GW相位差在最后八个轨道合并期间累积高达5（20）弧度。类似地，合并后残余物的坍缩时间和GW谱图受NS旋转的影响。在质量不等的系统中，可以清楚地观察到动力学喷出物中的自旋效应，在这些系统中，质量喷出物起源于伴星的潮汐尾。因此，kilonovae和其他EM对应物受到自旋的影响。我们发现，自旋对齐的轨道角动量导致更明亮的EM对应物比反对齐自旋的亮度高达两个更高的因素。
2016-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Anisotropic Ejecta from Binary Neutron Star Mergers: Self-Consistent Main Thermal and Late-Time Radio Emission of NS-Powered Kilonovae
Hebei University（河北大学）
本文研究了双星中子星并合后喷流的各向异性分布对千新星主热辐射和晚期无线电发射的影响，通过分析不同各向异性分布对发射特性，特别是晚期无线电光变曲线的影响，建立了主热辐射和晚期无线电发射之间的自洽演化图景，为约束并合喷流几何结构和探测中心引擎性质提供了方法。
2026-05-18 astro-ph.HE
3D magnetised jet break-out from neutron-star binary merger ejecta: afterglow emission from the jet and the ejecta
我们进行三维（3D）广义相对论磁流体动力学模拟的射流爆发，预计将产生在一个二进制中子星合并的喷出物。从三维模拟的相对论流出的结构证实了我们以前的结果从二维模拟，即，相对论磁化流出爆发合并喷出物具有$θ_{\rm core}\approx4^{\circ}$的空心，$θ_{\rm jet}\gtrsim10^{\circ}$的开口角，并伴随着风的喷射物质，这将有助于千诺瓦排放。我们还计算了相对论外流的非热余辉发射，并将其与GRB 170817 A的全色余辉以及VLBI观测报告的超光速运动进行了拟合。以这种方式，我们推导出$θ_{\rm obs}= 35.7^{\circ \,\,+1.8}_{\phantom{\circ \,\,}-2.2}$的观察者角度。我们进一步计算从喷射物质的余辉发射和约束的情况下，负责热kilonova发射的物质也将导致一个非热发射尚未观察到的参数空间。
2021-01-29 astro-ph.HE gr-qc
The unreasonable weakness of r-process cosmic rays in the neutron-star-merger nucleosynthesis scenario
结合观测到的r过程元素的宇宙射线和中子星合并喷出物的速度远高于超新星喷出物的速度这一事实，我们得出了一个强有力的结论，或者（1）在中子星合并喷出物中的反向激波是一个非常低效的加速器，它将不到0.003%的喷出物动能转化为宇宙射线能量，或者（2）中子星合并不是银河r过程元素的起源。我们还发现，对于观测到的比铁轻的宇宙射线，超新星喷出物的反向激波，加速效率应小于0.1%。
2016-08-31 astro-ph.HE nucl-th
GRMHD simulations of neutron-star mergers with weak interactions: r-process nucleosynthesis and electromagnetic signatures of dynamical ejecta
双中子星（BNS）系统合并过程中在$<10$ ms上动态喷射的快速物质可以产生系统引力波发射的独特电磁对应物，可以作为区分BNS和NS黑洞合并的“吸烟枪”。我们提出了新的从头计算模型的基础上的三维广义相对论磁流体动力学模拟的BNS合并与列表，成分依赖，有限温度状态方程（EOSs），弱相互作用，近似中微子输运的相关kilonova前体和kilonova余辉。我们分析了1.35-1.35Msun二进制，典型的银河系双NS系统和第一次观察到的BNS合并GW 170817的属性相一致的动态质量喷射，使用三个核EOSs，跨越允许的紧凑性范围。核反应网络计算产生了一个强大的第二至第三峰r过程。我们发现几个1 e-6 Msun的快速（$v>0.6$ c）喷出物，引起宽带同步辐射的时间尺度上的~yr，与最近的初步证据过量的X射线/无线电发射后，GW 170817。我们发现2 e-5 Msun的自由中子在<h的时间尺度上为千诺瓦前驱体提供动力。由于先前被忽视的相对论效应，早期的紫外/光学亮度增加了几倍，合并后10小时内有明显的增强，为未来使用紫外/光学望远镜（如雨燕或ULTRASAT）探测到250 Mpc提供了有希望的前景。我们发现，最近预测的不透明度提高由于高度电离的镧系元素在~ 70000 K是不太可能影响早期kilonova光曲线的基础上得到的喷出物结构。方位角的不均匀性，在动态喷出物组成的软…
2023-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Simulations of early kilonova emission from neutron star mergers
本文首次对中子星（NS）合并后的蓝千新星辐射转移进行了详细的不透明度计算。我们计算了原子序数Z = 20 - 56的高电离态元素（直到第十电离态）的原子结构和不透明度。我们发现，在早期阶段（合并后t < 1天），重元素的束缚-束缚跃迁是不透明度的主要来源，而具有半封闭电子层的离子贡献最大。不含镧系元素的喷出物（电子分数Ye = 0.30 ~ 0.40）的普朗克平均不透明度在t = 0.1天时只能达到约kappa ~ 0.5 - 1 cm ^2 g^-1，而在t = 1天时则增加到约kappa ~ 5 - 10 cm ^2 g^-1。在球状喷出物模型中，喷出物质量为Mej = 0.05 Msun，在t ~ 0.1天时的辐射热光度约为2 x 10^42 erg·s^-1。我们确认，现有的辐射热和多色数据的GW 170817可以自然地解释纯放射性模型。即使在200 Mpc的源，预期的早期紫外线信号在t ~ 4.3小时达到20.5 mag，这可以通过Swift和紫外线瞬态天文卫星（ULTRASAT）等设施检测到。早期阶段的光度对外部喷出物的结构很敏感，Kasen等人也指出了这一点。因此，早期的紫外线观测给出了强烈的约束外喷出物的结构，以及除了r-过程核的热源的存在。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synchrotron radiation from the fast tail of dynamical ejecta of neutron star mergers
我们发现，使用高分辨率的数值相对论模拟，中子星合并的动力学喷出物的尾部延伸到温和的相对论速度比$0.7c$。这个快尾的动能是$\sim 10^{47}$-$10^{49}$ erg，取决于中子星的状态方程和双星的质量。如果ISM密度为$\sim 10^{-2}\,{\rm cm^{-3}}$，两颗中子星的质量大致相等，并且中子星的状态方程是软的（小中子星半径），那么这个快尾与周围ISM的相互作用所产生的同步耀斑可以为观测到的GW 170817之后的非热辐射提供动力。这种情况的一个一般预测是，冷却频率在几个月到一年的时间尺度上穿过X射线带，导致X射线光变曲线的冷却中断。如果这种动态喷出物的情况是正确的，我们预计，从喷出物产生的macronova/kilonova排放的同步辐射射电耀斑将被观察到的时间尺度为$10^3$到$10^5$天。进一步的多频观测将证实或排除这种动态喷出物的情况。
2018-03-01 astro-ph.HE
Impact of moment-based, energy integrated neutrino transport on microphysics and ejecta in binary neutron star mergers
本研究使用M1中微子输运方案对16次双中子星合并三维GRHD模拟进行分析，证实该方案在建模中微子吸收和轻子数沉积方面至关重要，其解跨系统属性具有鲁棒性。
2023-11-21 astro-ph.HE
Dispersion and Rotation Measures from the Ejecta of Compact Binary Mergers: Clue to the Progenitors of Fast Radio Bursts
自从发现与银河SGR 1935+2154相关的FRB 200428以来，磁星被认为是快速射电暴（FRB）的动力。人们普遍认为磁星可以通过核心坍缩（CC）爆炸和致密的双星合并形成，例如双星中子星（BNS），双星白矮星（BWD）和中子星-白矮星（NSWD）合并。因此，重要的是要区分不同的祖细胞。并合喷出物的膨胀产生了随时间演化的色散测度（DM）和旋转测度（RM），可以探测FRB的局部环境。在本文中，我们推导出的DM和RM的标度律不同的动力学结构（质量和能量分布）的喷出物在均匀的环境介质（合并的情况下）和风环境（CC的情况下）。我们发现，在合并的早期阶段，DM和RM将增加，而DM将继续缓慢增长，但RM将减少在合并的情况下，在后期阶段。在BNS合并情景下，我们首次同时拟合了FRB 121102的DM和RM演化，发现它在2012年首次被探测时的源年龄为$ \sim9-10 $ yr，周围介质密度为$ \sim 2.5-3.1 $ cm $ ^{-3} $ .一些FRB的大偏移与BNS/NSWD信道一致。用总体合成方法估计了紧二进制合并率。BWD合并率接近观察到的FRB率。因此，FRB的祖细胞可能不是唯一的。
2020-12-14 astro-ph.HE
Mergers of black hole-neutron star binaries and rates of associated electromagnetic counterparts
黑洞-中子星（BHNS）双星是电磁波和引力波联合探测的最有希望的候选者之一，有望在不久的将来被探测到。在这里，我们研究的合并喷出物的属性和相关的EM信号的BHNS二进制参数的效果。我们估计的残留磁盘和未绑定的喷出物质量BH质量和自旋分布的瞬态低质量X射线双星（LMXBs）和特定的NS状态方程（EoS）的观测动机。在BHNS合并中合成的r-过程元素的量估计是比BNS合并小的$\sim 10^{2}-10^{4}$的一个因子，这是由于前者的动力学喷出物和合并速率较小。我们计算的EM亮度和光变曲线的早期和晚期的超相对论性喷流，次相对论性动力喷出物和风，和温和的相对论性茧典型的喷出物参数的排放。然后，我们评估的GW触发器的GW检测率$\dot{N}_{GW}$的当前望远镜的灵敏度和典型的BHNS二进制参数的低延迟EM后续率，发现大多数的EM对应物是可检测的高BH自旋，小BH质量和较硬的NS EoS时，NS中断是显着的。基于给定二元参数的相对检测率，我们发现EM后续的容易程度为：喷出物余辉$>$茧状余辉$\gtrsim$射流提示$>$喷出物macronova $>$茧状提示$>$射流余辉$>>$风macronova $>>$风余辉。
2019-04-25 astro-ph.HE
Properties of the remnant disk and the dynamical ejecta produced in low-mass black hole-neutron star mergers
我们系统地进行了数值相对论模拟的低质量黑洞-中子星合并的模型与7个质量比$Q=M_{\rm BH}/M_{\rm NS}$从1.5到4.4不等，和三个中子星状态方程，专注于在合并过程中的黑洞外的物质和动态弹出的属性。我们特别注意的依赖的质量比的双星。研究发现，对于低质量比的模型，合并后保留在视视界外的静止质量仅微弱地依赖于质量比。还澄清了喷出物的静止质量在$Q \sim 3$处具有峰值，并且对于低质量比的情况随着质量比的减小而急剧减小。我们提出了一种新的分析方法，在合并过程中的物质的行为，重点是在相空间中的物质分布的比能量和比角动量。然后，我们模拟合并期间和合并后的物质分布。利用分析的结果，我们讨论了喷出物的性质。
2020-10-06 astro-ph.HE gr-qc
Trans-Ejecta High-Energy Neutrino Emission from Binary Neutron Star Mergers
伴随着中子星合并双星（GW 170817）的引力波的macronova/kilonova观测证实了中子星合并产生大量的喷出物。符合的伽玛射线探测暗示了该系统中存在相对论性喷流。在喷射流在喷出物中传播的过程中，可以产生高能光子和中微子。光子被喷出物吸收，而中微子逃逸并被探测到。在这里，我们估计这样的trans-ejecta中微子发射，并讨论如何中微子观测可以用来区分伽马射线暴发射的情况。我们发现，来自喷出物内部冲击的中微子可能在几年的运行中被IceCube检测到，并且很可能被IceCube-Gen 2检测到。中微子信号与引力波的重合将使我们能够在没有电磁信号的情况下揭示阻塞喷流的物理量。
2018-08-13 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Radioactively Powered Emission from Black Hole-Neutron Star Mergers
探测引力波（GW）源的电磁对应物对于揭示致密双星合并的本质具有重要意义。本文对黑洞-中子星合并过程中的放射性能量辐射进行了三维、多频、含时的辐射转移模拟。根据BH与NS的质量比，BH的自旋和致密物质的状态方程，BH-NS合并可以比NS-NS合并喷射更多的物质。在这种情况下，BH-NS合并喷出物的放射性能量发射可能比NS-NS合并更明亮。我们发现，尽管预计较大的距离BH-NS合并事件，观测到的亮度BH-NS合并可以媲美，甚至高于NS-NS合并。我们发现，当潮汐扰动的BH-NS合并喷出物被限制在一个小的立体角，从BH-NS合并喷出物的排放往往是蓝色的比从NS-NS合并喷出物为一个给定的总光度。由于这一性质，我们可能能够区分BH-NS合并事件从NS-NS合并事件的放射性供电发射的多波段观测。除了GW观测，这种电磁观测可能提供关于致密双星聚结性质的独立信息。
2013-10-10 astro-ph.HE gr-qc
Contribution to the 2025 Gravitation session of the 59th Rencontres de Moriond: Limits on the Ejecta Mass During the Search for Kilonovae Associated with Neutron Star-Black Hole Mergers
本研究通过多信使观测数据分析四个中子星-黑洞并合候选体的抛射物质量限制，发现多数模拟千新星在并合后一天达到峰值光度，但现有观测策略覆盖不足，影响了探测能力。
2025-05-25 astro-ph.HE
Inferring supernova IIb/Ib/Ic ejecta properties from light curves and spectra: Correlations from radiative-transfer models
我们提出了一维非局域热力学平衡的时间相关的辐射转移模拟的超新星（SNe）IIb/Ib/Ic，从终端爆炸的质量施主在一个封闭的二元系统的大网格。我们的样品覆盖了1.7 $-$ 5.2 M $_\odot$的喷出物质量$M_{\rm e}$，0.6 $-$ 5.0 $\times$ 10 $^{51}$ erg的动能$E_{\rm kin}$，和0.05 $-$ 0.30 M $_\odot$的$^{56}$ Ni质量。我们发现之间的$^{56}$镍质量和光度性能的最大值，和之间的上升时间，以测热最大值和最大后的下降率强相关性。我们证实了在$R$带最大值后10天（$V-R$）的小散射。尽管由于化学混合的不确定性而产生了一些散射，但$V_{\rm m} \equiv \sqrt{2E_{\rm kin}/M_{\rm e}}$的量与在SNe IIb/Ib中从HeI 5875 Xe测得的最大多普勒速度相当。OI 7772线可用于SNe Ic，但对应关系随着喷出物质量/能量的增加而恶化。我们确定在所有型号的$\sim$ 1.05 $μ$ m功能的最大吸收的多普勒速度的时间反转。这种反转是由于氦I单独和可以作为一个测试的存在氦在SNe Ic。由于成分和电离的变化，喷出物的不透明度随速度和时间都有很大的变化。这部分是我们的模型光变曲线和阿内特模型预测之间偏移的起源。
2016-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Joint Electromagnetic and Gravitational Wave Inference of Binary Neutron Star Merger GW170817 Using Forward-Modeling Ejecta Predictions
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）；The University of Arizona（亚利桑那大学）；The University of New Mexico（新墨西哥大学）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）
通过结合千新现象和引力波发射，评估多信使推断AT2017gfo/GW170817的能力，发现喷射物性质受系统误差影响显著，强调需改进中子星并合喷射物建模。
2026-03-31 astro-ph.HE
Production of very light elements and strontium in the early ejecta of neutron star mergers
通过详细的核合成计算和数值相对论合并模拟的结果相结合，我们研究了双中子星合并的动力学和螺旋波风喷出物中非常轻元素（$Z < 20$）的产生。我们所有的模型都针对GW170817，并包括中微子辐射。我们探讨了不同的有限温度，成分依赖的核状态方程和二元质量比，发现氢和氦是最丰富的轻元素。对于这两种元素，自由中子的衰变是驱动核反应的过程。特别是，氢的$\sim 0.5-2 \times 10^{-6} M_{\odot}$产生于动力学喷出物的快速膨胀尾部，而氦的$\sim 1.5-11 \times 10^{-6} M_{\odot}$则在动力学喷出物的主体中合成，通常与重r过程元素有关。通过计算合成光谱，我们发现，在kilonova光谱检测氢和氦的功能的可能性是非常不可能的基准质量和光度，即使包括非局部热力学平衡效应。后者可能是至关重要的，以观察他线合并后几天的微弱kilonovae或发光kilonovae喷射大量的氦。最后，我们计算的锶合成的动力和螺旋波风喷出物的量，并发现它是一致的（或甚至大于，在一个长寿的残余物的情况下）所需的解释早期的光谱特征的GW 170817千诺瓦。
2021-11-08 astro-ph.HE
Mapping dynamical ejecta and disk masses from numerical relativity simulations of neutron star mergers
我们提出了拟合公式的动力学喷出物的性质和残余磁盘质量从最大的数值相对论模拟的样本。所考虑的数据包括一些最新的模拟与微物理核状态方程（EOS）和中微子输运以及其他结果与多方EOS在文献中。我们的分析表明，广泛的功能的动态喷出物和磁盘的属性可以捕获拟合表达式，依赖于质量比和约化潮汐参数。文献数据的对比分析表明，微物理和中微子吸收的动力学喷出物的性质有显着的影响。微物理核状态方程导致平均速度小于多方状态方程，而包括中微子吸收导致较大的平均喷出物质量和电子分数。因此，微物理和中微子输运是必要的，以获得定量模型的喷出物的二元参数。
2021-11-11 astro-ph.HE gr-qc
Mass Ejection from the Remnant of a Binary Neutron Star Merger: Viscous-Radiation Hydrodynamics Study
我们进行长期的广义相对论中微子辐射流体动力学模拟（轴对称）的大质量中子星（MNS）包围的环面，这是一个典型的残留物后形成的二进制中子星合并。我们考虑到粘度的影响，这是可能出现的合并残留物由于磁流体动力学湍流。作为初始条件，我们采用的方位平均数据的MNS环面系统在一个三维的，数值相对论模拟的二进制中子星合并。粘性效应在两个演化阶段中对残余物的演化和物质抛射起着关键作用。在最初的$t\lesssim10$ ms中，MNS的差动旋转状态改变为刚性旋转状态，结果，由于MNS的准平衡状态的变化，在MNS附近形成随后变成冲击波的声波。对于$0.01-0.04$的α粘度参数，冲击波诱导质量$\sim(0.5-2.0)\times 10^{-2}M_\odot$的显著质量喷射。对于使用$\sim 0.1-10$的长期演化，环形物质的显著部分被喷射。喷出物的质量很可能是$10^{-2}M_\odot$量级，因此粘性驱动喷出物的总质量可能占质量为$\lesssim 10^{-2}M_\odot$的动态喷出物的总质量的主导地位。电子分数，$Y_e$，喷出物总是足够高（$Y_e\gtrsim0.25$），这后合并喷出物是镧系元素贫乏，因此，喷出物的不透明度可能是$\sim 10-100$倍低于动态喷出物。这表明，如果从小视角（$\lesssim 45^\circ$）观察，则来自喷出物的电磁信号将迅速演变，…
2018-06-05 astro-ph.HE
GW170817: A Neutron Star Merger in a Mass-Transferring Triple System
GW170817的光变曲线是令人惊讶的蓝色和明亮。假设事件是一个双中子星合并，我们认为，蓝色和亮度的光变曲线是喷出物，其中包含了大量的热能的结果。为了实现这一点，喷出物必须在距离合并相当远的地方（1到2000个太阳半径）重新加热，以避免能量损失到绝热冷却。我们表明，如果合并发生在一个分层的三重系统中，外层恒星已经发展并填满了洛希瓣，这种再加热可能会发生。外层恒星为内层双星提供质量，形成环双星盘，驱动内层双星合并。由于外层恒星充满了洛希瓣，因此相当大一部分动态喷出物与演化的恒星碰撞，在此过程中重新加热喷出物。我们认为，在分层的三重星系中的质量传递过程倾向于形成共面的三重星系，如PSR J0337+1715，并可能提供电磁对应的二元黑洞合并。
2017-10-16 astro-ph.HE
Dynamical ejecta from precessing neutron star-black hole mergers with a hot, nuclear-theory based equation of state
中子星-黑洞双星是目前天文台可探测到的最强引力波源之一。它们也可以提供明亮的电磁信号（伽马射线暴，千诺瓦），并且可能是产生r过程核的重要来源。黑洞自旋相对于轨道角动量的错位会导致该自旋和轨道平面的岁差，并对合并后残余物和合并喷射物质的性质产生显着影响。我们提出了第一套进动中子星-黑洞合并使用热，成分依赖，基于核理论的状态方程（DD 2）的模拟。我们发现，残余物和动态喷出物的质量与使用简单的状态方程的模拟结果大致一致，而差异时出现考虑合并的动态和喷出物的速度。我们发现，后者可以很容易地理解，从低密度，冷材料在不同的状态方程的组成的假设，并提出了更新的估计喷出物的速度，考虑到这些影响。我们还提出了一个更新的网格细化算法，使我们能够提高用于发展中子星-黑洞合并的数值分辨率。
2016-11-03 astro-ph.HE gr-qc
Engine-fed Kilonovae (Mergernovae) -- I. Dynamical Evolution and Energy Injection / Heating Efficiencies
一个双中子星合并预计将与千诺瓦，瞬态光发射由富中子喷出物的放射性衰变提供动力。如果合并后的残余物是一颗长寿的中子星，那么向喷出物注入额外的能量是可能的。在这一系列的第一篇论文中，我们详细研究了发动机供给的kilonova（mergernova）喷出物的动态演化。我们进行了半分析研究的问题，通过采用修改后的机械冲击波模型，调用之间的相互作用坡印廷通量占主导地位的流量和非磁化的大量喷出物。发动机启动后不久，就会激发出一对冲击波。反向激波很快到达风加速区并消失（几秒钟内），而前向激波很快从喷出物中爆发（$10^2$ - $10^3$秒）并继续在周围的星际介质中传播。从发动机注入冲击波的大部分能量以磁能和动能的形式储存。对于质量等于$10^{-3}M_{\odot}$的喷出物，内能分数为$f_{\rm int} < 0.3$。总的来说，能量注入效率$ξ$至多为$\sim 0.6$，并且在以后的时间可以小到$\sim 0.04$。与前面的假设相反，有效加热只发生在前向激波从喷出物中爆发出来之前，加热效率为$ξ_t \sim (0.006 - 0.3)$，之后迅速下降到$\sim 0$。在论文II中将仔细研究发动机供给的kilonova光变曲线。
2022-08-25 astro-ph.HE
The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/VIRGO GW170817. III. Optical and UV Spectra of a Blue Kilonova From Fast Polar Ejecta
我们目前的光学和紫外光谱的第一个电磁对应的引力波（GW）源，二中子星合并GW 170817。在合并后1.5至9.5天之间，使用SOAR和麦哲伦望远镜每晚获得光谱;紫外光谱在5.5天时使用\textit{Hubble Space Telescope}获得。我们的数据揭示了一个快速褪色的蓝色成分（$T\approx5500$ K在1.5天），迅速变红;光谱晚于$\gtrsim 4.5$天超出光学制度的峰值。光谱大多是无特征的，虽然我们确定了一个可能的弱发射线在$\sim 7900$在$t\lesssim 4.5$天。其颜色、快速演化和无特征的光谱与来自极地喷出物的“蓝色”千诺娃一致，主要由原子质量数为$A\lesssim 140$的轻$r$过程核组成。这表明视线在眶轴的$θ_{\rm obs}\lesssim 45^{\circ}$范围内。与模型的比较表明，蓝色喷出物的$\sim0.03$ M $_\odot$，速度为$\sim 0.3c$。所需的镧系元素部分是$\sim 10^{-4}$，但在最外面的喷出物中下降到$<10^{-5}$。大的速度指向一个动力学的起源，而不是盘风，对于这个蓝色的分量，这表明这两个双星组成是中子星（而不是由中子星和黑洞组成的双星）。对于动态喷出物，高质量有利于一个小的中子星半径$\lesssim 12$公里。这个质量也支持了中子星合并是$r$过程核合成的主…
2017-10-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The role of weak interactions in dynamic ejecta from binary neutron star mergers
弱反应对于两颗中子星合并后动态喷射出的物质的中子丰度是至关重要的。由电子分数（Ye）定义的中子丰度决定了哪些重元素是由r过程产生的，从而直接影响了kilonova光变曲线。本文采用完全广义相对论和微观状态方程，对等质量中子星合并过程中弱反应对动态喷出物电子分数和熵分布的影响进行了系统而详细的后处理研究。以前的研究表明，冲击增加叶，但我们的结果表明，冲击也可以减少叶，这取决于他们的物理条件。此外，我们发现中微子吸收是关键，需要在未来的模拟中加以考虑。我们还证明了中微子光度的角度依赖性和喷出物的空间分布可以导致电子分数分布的显着差异。除了详细研究Ye演化及其依赖性之外，我们还进行了核合成计算。他们清楚地指出，有必要改进当前模拟中的中微子处理，以便能够预测中子星合并对宇宙化学史的贡献，并可靠地计算它们的千诺瓦光变曲线。
2017-10-19 astro-ph.HE
Nucleosynthesis in the fast ejecta of a neutron star merger
University of Hamburg（汉堡大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）；University of Basel（巴塞尔大学）；GSI Helmholtz Center for Heavy Ion Research（重离子研究所）
研究中子星合并快速抛射物中核合成的三个通道，发现自由中子在r过程冻结后仍能存活，其β衰变主导加热率，产生显著的蓝前导光变，可能被ULTRASAT观测到。
2026-05-15 astro-ph.HE
Shock acceleration of electrons and synchrotron emission from the dynamical ejecta of neutron star mergers
中子星合并（NSMs）向环双星介质中喷射高能亚相对论动力学喷射物。与超新星和超新星遗迹类似，NSM动力学喷出物预计会通过冲击波加速的电子产生非热发射。在本文中，我们提出了预期的无线电和X射线信号，通过这种机制，考虑到非线性扩散冲击加速（DSA）和磁场放大。我们认为，NSM有一个独特的性质作为DSA网站，种子相对论电子丰富的r-过程元素的衰变提供。信号预计将在合并后的100 - 1,000天达到峰值，这取决于种子电子数量的减少和激波膨胀导致的耗散动能增加之间的平衡。虽然所产生的通量可以理想地达到近均分预期的最大通量，但NSM喷出物的可用动能耗散率限制了这种信号的可探测性。很可能无线电和X射线发射被其他机制（例如，离轴射流）对于位于射流方向的观察者（即，GW170817）。另一方面，对于一个离轴观察者，一旦发现了一些NSM被确定，动态喷出物成分预测占主导地位的非热发射。虽然即使在不久的将来的设施中，这种信号的检测也是具有挑战性的，但这可能提供了在NSM中创建r-过程元素的鲁棒探测器。
2018-03-29 astro-ph.HE
Fast neutrino flavor conversion, ejecta properties, and nucleosynthesis in newly-formed hypermassive remnants of neutron-star mergers
在两颗中子星并合过程中所释放的中微子会影响流出喷出物的动力学和重元素的核合成。在这项工作中，我们分析的中微子发射特性和条件导致的味道不稳定性的增长合并残留物组成的超大质量中子星和吸积盘在合并后的第一个10毫秒。分析是基于流体动力学模拟，其中包括通过“改进的泄漏平衡吸收计划”（ILEAS）的中微子发射和吸收效应的建模。我们还研究了核合成的重元素通过快速中子捕获过程（r-过程）内的材料在此阶段期间喷出。从合并残余物的$\barν_e$超过$ν_e$的主导发射导致中微子的快速成对味道转换的发生的有利条件，独立于所选择的状态方程或二进制的质量比。核合成结果是非常稳健的，范围从第一个到第三个r-过程峰。特别是，超过$10^{-5}$ $M_\odot$的锶在这些早期喷出物中产生，这可能是GW 170817千诺瓦观测的原因。我们发现，含有自由中子的喷出物的量后，$r$过程冻结，这可能是权力的早期紫外线发射，减少了约10倍时，模拟不包括弱相互作用。最后，所有中微子味之间的潜在味均分主要是发现影响核合成的结果在极性喷出物内$\lesssim 30^\circ$，通过改变产生的铁峰和第一峰核的量，但它不改变其中的镧系元素的质量分数。
2020-11-13 astro-ph.HE
Impact of nuclear matter properties on the nucleosynthesis and the kilonova from binary neutron star merger ejecta
本文通过改变Skyrme EOS的核性质参数并模拟BNS并合，结合反应网络与半解析千新星模型，发现抛射物产额和光变曲线受EOS显著影响但存在强简并，难以据此可靠约束核物质性质。
2024-06-05 astro-ph.HE
Conditions for jet break-out in NS mergers
我们认为，通过喷出物合并后的中子星的喷射爆发的条件，并提供简单的关系的爆发条件。我们证明：（i）爆发要求各向同性等效射流能量$E_j$超过喷出物能量$E_{ej}$ $E_j \geq E_{ej}/ β_0$，其中$ β_0 = V_{ej}/c$、$V_{ej}$是喷出物的最大速度。如果中央发动机在爆发之前终止，激波会缓慢地接近喷出物的边缘$\propto 1/t$ ;只有在终止时刻喷流头部相对接近边缘时，才发生后期爆发。(ii)如果在喷出物和喷射器的发射之间存在相当大的延迟，则对喷射器功率的要求增加。(iii)由喷流驱动的前向激波强度适中，马赫数$M\approx 5/4$（随时间延迟$t_d$增加）;（iii）喷出物和喷流发射之间的延迟时间$t_d$对$t_d > t_0= ({3 }/{16} ) {c M_{ej} V_{ej}}/{L_j} = 1.01 {\rm sec} M_{ej, -2} L_{j, 51} ^{-1} \left ( {β_{ej}} /{0.3} \right)$很重要，其中$M_{ej}$是喷出物质量，$L_j$是喷流光度（各向同性等效）。对于小延迟，$t_0 $也是中断时间的估计值。
2019-10-19 astro-ph.HE
On the astrophysical robustness of neutron star merger r-process
在这项研究中，我们探讨了核合成的动态喷出物的紧凑的二元合并。我们特别感兴趣的问题如何敏感的丰度模式是合并系统的参数。因此，我们系统地调查组合的中子星的质量范围从1.0到2.0 \Msun和完整性，我们比较的结果与两个模拟的中子星黑洞合并。喷出物的质量变化的一个因素的5所研究的系统，但所有的金额（合并率的不确定性内）是兼容的宇宙r-过程的主要来源。喷出物经历了一个强大的r-过程核合成，产生了所有的元素，从第二个到第三个高峰，在接近太阳的比例。最引人注目的是，这个r-过程是非常强大的，所有23个研究的二元系统产生几乎相同的丰度模式。这主要是由于喷出物是非常丰富的中子（\ye $\approx0.04$）和r-过程路径沿着中子滴线蜿蜒，使丰度完全由核，而不是由天体物理性质决定。这种鲁棒性加上容易与第二和第三个峰值再现紧凑的二进制合并的主要候选人的来源所观察到的独特的重r-过程组件。
2012-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Mini-supernovae from white dwarf-neutron star mergers: Viewing-angle-dependent spectra and lightcurves
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天文与天体物理研究所）；Department of Physics, The University of Hong Kong（香港大学物理系）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；OzGrav: The ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（引力波发现卓越研究中心（OzGrav））；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究了白矮星-中子星合并产生的热暂现体视角依赖性，提出用'迷你超新星'描述其热辐射特性。
2025-12-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamics, nucleosynthesis, and kilonova signature of black hole - neutron star merger ejecta
我们通过模拟在潮汐尾和盘风中物质的形成和相互作用来研究黑洞-中子星合并的喷出物。流出物富含中子，产生由$r$过程元素（千诺瓦）的放射性衰变提供动力的光学/红外发射。在这里，我们执行一个端到端的研究这种现象，我们从一个完全相对论合并模拟的输出，计算合并后的流体动力学演化的喷出物和磁盘风，包括中微子物理，确定最终的核合成产量使用后处理核反应网络计算，并计算kilonova发射与辐射转移代码。我们研究的尾盘质量比的影响，通过缩放尾密度。一个较大的初始尾部质量会导致后退物质混合到磁盘中，并在随后的磁盘风中喷出。相对于没有动态喷出物的盘的情况，组合流出具有较低的平均电子分数，更快的速度，更大的总质量，和更大的绝对质量的高不透明度镧系元素或锕系元素。在大多数情况下，核合成产率主要由潮汐尾未结合部分的重$r$过程贡献决定。然而，当动态喷出物的总质量与盘流出物的质量相当时，可以获得类似太阳的丰度分布。kilonova的特征持续时间为1周，光度为~ $10^{41}$ erg/s，方位效应导致亮度变化的因子为~2。在早期（< 1天），发射包括来自（热）富镧系元素材料的光学成分，但此后光谱迅速演变为红外线。
2017-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
