Jets from neutron-star merger remnants and massive blue kilonovae
通过含中微子输运的三维GRMHD模拟，研究揭示长寿命BNS并合遗迹可在数十毫秒内产生双极喷流、磁化星风及大量无镧系元素抛射物，解释蓝色千新星与GW170817信号。
2023-12-08 astro-ph.HE gr-qc
Full Transport Model of GW170817-Like Disk Produces a Blue Kilonova
2017年在引力波和伽马射线中探测到两颗中子星的螺旋和合并，伴随着快速变红的瞬态。这样的瞬变被预测发生在快速中子俘获（r-过程）核合成事件之后，该事件合成富含中子的放射性核，并且可以发生在动力学喷出物和在中子星合并后形成的吸积环的风中。本文首次采用三维广义相对论全输运中微子辐射磁流体动力学（GRRMHD）方法模拟了由GW 170817合并产生的黑洞-吸积盘-风系统.我们表明，小，但不可忽略的光学深度导致中微子输运全局耦合盘电子分数，我们通过求解输运方程与Monte Carlo方法捕获。由此产生的吸收驱动电子分数在一个结构化的，连续的流出，与电子分数高达$Y_e\sim 0.4$在极区。我们通过核反应网络和辐射转移计算表明，在盘风中的核合成将产生蓝千诺瓦。
2019-05-17 astro-ph.HE gr-qc
Lanthanides or dust in kilonovae: lessons learned from GW170817
第一个电磁对应的引力波源，GW 170817，一个双中子星合并，前所未有的光学和近红外光变曲线，表现出从蓝色到近红外的强烈演变（所谓的“千诺瓦”或“macronova”）。出现的近红外成分被广泛归因于r-过程元素的形成，其提供不透明度以将蓝光转变为近红外。另一种情况是，来自蓝色分量的光被千诺瓦形成的尘埃熄灭，随后以近红外波长重新发射。我们在这里测试这一假设使用的光曲线AT 2017 gfo，伴随GW 170817的kilonova。我们发现，为了10 $^{-5}$ $M_\odot$的碳是需要再现的光学/近红外光变曲线的kilonova褪色。这种假定的尘埃在事件发生后$\sim$ 4天从$\sim$ 2000 K冷却到接下来的一周中的$\sim$ 1500 K，因此需要具有高冷凝温度的尘埃，例如碳。我们将此与kilonova风模型预测的核合成产量进行对比。这些表明形成至多10个碳的$^{-9}$ $M_\odot$。此外，推断的尘埃温度的衰减比千诺瓦模型中预期的要慢。因此，我们得出结论，在目前的模型中的蓝色成分的kilonova，近红外成分的kilonova伴随GW 170817是不太可能是由于灰尘。
2017-10-16 astro-ph.HE
GRB 080503: A very early blue kilonova and an adjacent non-thermal radiation component
GRB 080503非常暗淡的光学余辉的时间行为与规则的前向冲击余辉模型不一致，并且在一些文献中推测了负责光学发射的唯一kilonova分量。在这里，我们分析了光学余辉数据存档和构建时间分辨光谱。在$t\sim 3$日，在{ \it G/R}带中的BROCK-I的显著检测，这在以前没有报道过，以及同时的Gemini-North { \it r}带测量，都有利于幂律谱，该幂律谱与在$t\sim 4.5$日测量的光学到X射线谱很好地一致。然而，对于$t\leq 2$天，光谱是热的，一个简单的解释是从中子星合并的kilonova发射，使其成为可能，在$t\sim 0.05$天非常早期kilonova信号的第一次检测。无论如何，由于{ \it g}带数据的较大不确定性，不能排除后期（$t\sim 2$天）光发射的非热性质。根据kilonova辐射和非热余辉辐射的时间特性，我们还提出了将中子星合并引起的光学瞬变分为四种类型。GRB 080503将代表对中子星合并驱动的光学瞬变的子组的第一次观测（即，IV型）由一个早期的蓝色kilonova和相邻的非热余辉辐射组成。
2022-12-16 astro-ph.HE
Linking Analytic Light Curve Models to Physical Properties of Kilonovae
针对千新星解析光变曲线模型参数与预期物理性质不一致的问题，通过对基于数值相对论模拟的真实多维辐射传输千新星光变曲线进行解析建模，揭示解析模型参数不代表真实抛射物结构，总抛射物质量估计稳健且需近红外多历元观测。
2025-02-14 astro-ph.HE gr-qc
The First Hours of the GW170817 Kilonova and the Importance of Early Optical and Ultraviolet Observations for Constraining Emission Models
与GW 170817相关的kilonova显示早期的蓝色发射，这被解释为低透明度喷出物中放射性衰变的特征，高速喷出物中放射性衰变的相对论增强，被风或围绕射流的“茧”加热的物质的冷却，或其组合。区分这些机制对于限制喷出物成分及其参数非常重要，这些成分及其参数直接关系到我们可以从这些事件中学习的物理学。我编译公布的紫外线，光学和红外线曲线的GW170817 kilonova和检查合并后的数据集是否可以用来区分早期排放模型。结合光学数据显示，早期上升一致的放射性衰变的低不透明度喷出物作为主要的排放源，但随后的下降是适合所有的模型。在发现后的最初几个小时内缺乏对紫外线通量的限制，这使得放射性衰变和其他冷却机制可以解释早期的辐射热光变曲线。这项分析表明，早期（合并后几个小时）高节奏的光学和紫外观测将是至关重要的，以确定未来的kilonovae蓝色发射源。
2018-03-07 astro-ph.HE gr-qc
A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z=0.1341
最近发现的与引力波事件GW 170817相一致的微弱伽马射线暴揭示了附近宇宙中存在由中子星合并产生的低光度短持续时间伽玛射线瞬变群。这些事件可以通过现有的伽马射线监测器进行常规检测，但以前的观测未能在没有GW触发器的帮助下识别它们。在这里，我们表明GRB 150101 B是位于宇宙学距离的GRB 170817 A的类似物。GRB 150101B是一个微弱的短持续时间GRB，具有明亮的光学对应物和长寿命的X射线余辉。这些特性对于标准的短伽玛暴来说是不寻常的，而是与离轴观察的爆炸相一致：可见光是由发光的千诺瓦成分产生的，而观察到的X射线追踪伽玛暴余辉，角度约为13度。我们的研究结果表明，这些属性可能是共同的未来电磁对应的GW源。
2018-09-05 astro-ph.HE
Kilonovae
双中子星（NS-NS）和黑洞（BH）-NS双星的合并是先进LIGO和未来引力波（GW）探测器的有希望的引力波（GW）源。这种合并事件产生的富含中子的喷出物经历了快速的中子捕获（r过程）核合成，使我们的银河系富含稀有的重元素，如金和铂。这些不稳定核的放射性衰变也为快速演化的超新星般的瞬变提供动力，称为“千诺瓦”。Kilonovae提供了一个近似各向同性的电磁对应GW信号，这也提供了一个重要的，如果不是占主导地位，r-过程的网站的独特和直接的探头。这本手册回顾了kilonovae的历史和物理学，导致了目前的范例，长达一周的发射光谱峰值在近红外波长。使用一个简单的光变曲线模型来说明基本物理，我介绍了这个典型的图片，包括潜在的重要变化：~一天的光学（“蓝色”）发射从镧系元素的喷出物的组成部分，~小时的前体紫外/蓝色发射，由最外层的喷出物层的自由中子衰变提供动力;以及由于来自长寿命中心引擎的能量输入而增强的发射，例如吸积BH或毫秒磁星。我评估的前景，检测kilonovae未来GW检测NS-NS/BH-NS合并在最近的后续活动的LIGO二进制BH-BH合并。
2017-07-18 astro-ph.HE gr-qc
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
A low-mass binary neutron star: long-term ejecta evolution and kilonovae with weak blue emission
我们研究的长期演化的喷出物形成的二元中子星（BNS）合并，结果在一个长寿命的残余NS进行流体动力学模拟与流出数据的数值相对论模拟作为初始条件。在同源膨胀阶段，总喷出物质量达到$\approx0.1\,M_\odot$，平均速度为$\approx0.1\,c$，镧系元素分数为$\approx 0.005$。我们进一步执行辐射转移模拟采用所获得的喷出物的配置文件。我们发现，与大喷出物质量和低镧系元素分数的天真期望相反，光学发射不如GW 170817/AT 2017 gfo中的明亮，而红外发射可以更亮。这种光变曲线属性是由于优先扩散的光子向赤道方向由于长形喷出物的形态，大的不透明度贡献的Zr，Y，和镧系元素，和低的特定加热速率的喷出物。我们的研究结果表明，这些光变曲线的功能可以作为一个指标的存在下，一个长寿的残余NS。我们还发现，明亮的光学发射广泛一致的GW 170817/AT 2017 gfo的情况下，在极地地区的高速喷出物成分被抑制。这些结果表明，GW 170817/AT 2017 gfo中的残留物不太可能是长寿的NS，但可能在${\cal O}(0.1)$ s内坍缩成黑洞。
2022-08-30 astro-ph.HE gr-qc
Late Engine Activity in Neutron Star Mergers and Its Cocoon: An Alternative Scenario for the Blue Kilonova
本研究针对GW170817中早期蓝千新星的起源难题，通过解析建模研究中子星并合晚期喷流在抛射物中的传播，发现晚期喷流加热的包层辐射可解释蓝千新星，并估算了相关探测率，为中子星并合研究提供了新的电磁探测途径。
2024-01-26 astro-ph.HE
2D End-to-End Modeling of Kilonovae from Binary Neutron Star Merger Remnants
本文基于HMNS遗迹的GRMHD模拟结果，结合FLASH与Sedona代码开展千新星二维端到端建模，分析加热率、遗迹寿命与观测视角的影响，发现长寿命HMNS的磁化外流可解释AT2017gfo这类蓝色千新星。
2025-11-17 astro-ph.HE gr-qc
Probing Kilonova Ejecta Properties Using a Catalog of Short Gamma-Ray Burst Observations
GW 170817和GRB 170817 A与AT 2017 gfo的发现，巩固了中子星合并、短伽马射线暴（GRB）和千新星之间的联系。为了研究不同kilonova行为背景下的短GRB观测，我们提出了一个全面的光学和近红外（NIR）目录的85个爆发发现在2005-2020年的时间尺度上的$\lesssim12$天。该样本包括以前未发表的23个爆发的观测结果，并包括检测和深上限。我们在我们的目录中识别出11.8%和15.3%的短伽玛暴，其探测光度的上限分别低于AT 2017 gfo和基准NSBH kilonovae模型（用于极上方向）。我们量化的喷出物质量允许的最深的限制在我们的目录中，限制蓝色和“极蓝”kilonova组件的14.1%的爆发$M_{\rm ej}\lesssim0.01-0.1 M_{\odot}$。短伽玛暴的样本对红色kilonova成分没有特别的限制。出于大目录以及不同的kilonova行为的模型预测，我们调查修改后的搜索策略，为未来的后续行动短伽玛暴。我们发现，地面光学和近红外观测的时间尺度为$\gtrsim 2$天可以发挥重要作用，限制更多样化的结果。我们期望未来的短期伽玛射线暴后续工作，如从{ \it詹姆斯韦伯太空望远镜}，以扩大范围的千诺瓦探测到红移的$z\approx 1$。
2021-04-22 astro-ph.HE
Engine-fed Kilonovae (Mergernovae) -- II. Radiation
本文研究双中子星并合后长寿命磁星星风驱动的千新星辐射，结合激波加热与X射线辐照模拟光子扩散，发现早期蓝凸起和后期增亮现象，但受限于加热效率，其光度并不显著高于典型r过程千新星。
2024-10-18 astro-ph.HE
Exploring the Impact of Ejecta Velocity Profile on Kilonova Evolution: Diversity of the Kilonova Lightcurves
本研究提出径向分层相对论性喷出物密度模型，结合TARDIS模拟探讨千新星喷出物速度分布对光变曲线和光谱演化的影响，揭示了重元素谱线形成区累积速率变化导致光变曲线多样性及平台行为的潜在演化情景。
2023-11-21 astro-ph.HE
GRB 211211A: The Case for an Engine Powered over r-Process Powered Blue Kilonova
本文提出GRB 211211A的蓝色早期辐射无法仅由r过程供能的千新星解释，并论证晚期低功率喷流与红色千新星抛射物相互作用可同时解释其光变曲线和SED，支持GRB中心引擎晚期活动普遍存在的观点。
2024-08-07 astro-ph.HE
Interpolated kilonova spectra models: necessity for a phenomenological, blue component in the fitting of AT2017gfo spectra
本研究提出基于随机森林的千新星光谱插值方法，拟合AT2017gfo光谱时发现短波长残差，验证放射性加热蓝成分无效，表明需更复杂建模。
2023-06-04 astro-ph.HE
Spectroscopic r-Process Abundance Retrieval for Kilonovae III: Linking Spectral and Light Curve Modeling of the GW170817 Kilonova
本文针对GW170817千新星光谱与光变曲线联合建模的挑战，利用SPARK工具从光谱推断r-过程丰度模式及抛射物参数，构建光变曲线模型，揭示抛射物物理起源并推断其总质量为0.11倍太阳质量。
2025-11-13 astro-ph.HE
A Unified Model of Kilonovae and GRBs in Binary Mergers Establishes Neutron Stars as the Central Engines of Short GRBs
该研究扩展统一理论框架，将千新星作为诊断工具，证明短伽马射线暴的中心引擎更可能是磁化超大质量中子星而非黑洞，并通过观测特征支持这一结论。
2025-04-21 astro-ph.HE
GW170817: $\textit{Swift}$ UV detection of a blue kilonova, and improving the search in O3
$\textit{Swift}$的快速回转、灵活的计划和多波长仪器使其成为最有能力的天基跟踪引擎，用于寻找定位不良的源。在O 1和O2期间，$\textit{Swift}$成功地在LVC定位区域中平铺了数百平方度的天空，搜索并识别现场可能的X射线和UV/O瞬变。$\textit{Swift}$对千诺瓦AT 2017 gfo的发现和表征做出了重要贡献，发现了紫外线发射，并在触发后的前24小时内提供了最深的X射线上限，强烈约束了对应物的动力学和几何形状。$\textit{Swift}$将92%的星系卷积误差区域平铺到$10^{-12}$ erg $\mbox{cm}^{-2}$ $\mbox{s}^{-1}$的平均X射线通量灵敏度，显着增加了我们对AT 2017 gfo确实是GW 170817和sGRB 170817的对应物的信心。然而，在准备O3时，$\textit{Swift}$的随访仍有很大的改进空间。这将采取两种形式，即根据对O2结果的详细分析修订观察战略，并对$\textit{Swift}$的作战能力进行重大改变。这些改进对于最大限度地增加$\textit{Swift}$找到对应方的可能性和最大限度地减少后续活动对其他$\textit{Swift}$科学优先事项的影响都是必要的。我们概述了改进的观察策略本身的LVC本地化区域的最佳平铺。我们还讨论了正在进行的操作升级工作，这些…
2017-12-20 astro-ph.HE astro-ph.IM
A comparison between SALT/SAAO observations and kilonova models for AT 2017gfo: the first electromagnetic counterpart of a gravitational wave transient - GW170817
我们报告了在发现的前10天内，在NGC 4993星系中的kilonova AT 2017 gfo（又名SSS 17 a）的其他SAAO望远镜（MASTER SAAO和IRSF）进行的SALT低分辨率光谱学和光学/红外测光。这一事件已被确定为有史以来第一个电磁对应的引力波事件，即GW 170817，这是由LIGO和Virgo引力波天文台检测到的。这一事件很可能是由于两颗中子星的合并，导致了千诺瓦爆炸。SALT是第三台获得AT 2017 gfo光谱的望远镜，第一个光谱，合并后1.2 d，是相当蓝色的，显示出一些广泛的特征，但没有可识别的谱线，并随着时间的推移变得更红。我们比较光谱和光度的演变与最近的kilonova模拟，并得出结论，他们是在定性协议合并后的风模型与质子：核子比$Y_e$ = 0.25 $-$ 0.30。第一个光谱的蓝色与喷出物中不含镧系元素的r过程元素的较低不透明度一致。模型和观测结果之间的差异可能是由于系统参数的选择，以及喷出物模型中缺乏更多元素的原子数据。
2017-10-16 astro-ph.HE
The impact of isomers on a kilonova associated with neutron star mergers
我们首次研究了与中子星合并有关的千诺瓦核上同分异构体的意义。我们计算的丰度和能量产生率（$\dotε_{\rm nuc}$）的喷出物从NSM的演变，考虑到$β^-$衰变通过异构体。我们发现，对于喷出物的电子分数（$Y_e$）的$0.2-0.3$，$\dotε_{\rm nuc}$是明显的变化，从那些没有异构体，由于在时间上的大的变化$β^-$衰变通过异构态的${}^{123, 125, 127} \rm Sn$和${}^{128} \rm Sb$。特别是，异构体对$\dotε_{\rm nuc}$的影响对于$Y_e \sim 0.25$的喷出物是突出的，它可以发射在GW 170817中观察到的千诺瓦早期蓝色成分的一部分。当从基态到其异构态的激发是重要的时，${}^{129} \rm Sb$和${}^{129, 131} \rm Te$的异构体也引起$\dotε_{\rm nuc}$的额外的和可感知的变化。此外，我们证明，更大量的镧系元素的喷出物的结果在一个更好的配合观察到的光曲线的kilonova在GW170817，如果考虑到异构体。
2020-01-29 astro-ph.HE nucl-th
A magnetar origin for the kilonova ejecta in GW170817
中子星（NS）合并后的GW 170817在几天内被光波长（“蓝色”）千诺瓦（KN）辐射所跟踪，可能是由具有低中子丰度（电子分数Ye ~ 0.25-0.35）的喷出物合成的轻r过程核的放射性衰变提供动力。虽然蓝色KN喷出物的成分和高速与冲击加热的动力学材料一致，但大量的数值模拟结果与紧张。我们提出了一个替代的喷出物源：中微子加热，磁加速风的强磁化超大质量NS（HMNS）残留。一个快速自旋的HMNS，其表面磁场强度为B ~ 1- 3e 14 G，寿命t_rem ~ 0.1-1 s，可以同时解释蓝色KN喷出物的速度、总质量和电子分数。推断的HMNS寿命接近其阿尔芬穿越时间，这表明全球磁场力矩可能是导致HMNS进入固体旋转并引发其引力坍缩的原因。KN喷出物的不同起源可以通过它们对合并后最初几个小时内的发射的预测来区分，当时亮度因内部激波的加热而增强;后者可能是任何暂时扩展的喷出物源（例如磁星或吸积盘风）的通用，而不是相对论性喷流出现所特有的。同样的冲击可以混合和均匀化的组成，一个低的，但非零的镧系元素的质量分数，X_La ~ 1 e-3，如一些作者所提倡的，但只有当混合发生后，中子消耗在r-过程中的时间尺度>~ 1秒。
2018-02-20 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
Spectroscopic r-Process Abundance Retrieval for Kilonovae I: The Inferred Abundance Pattern of Early Emission from GW170817
新合成的r-过程中的千新星喷出物中的元素印记吸收光谱上的功能，观察到的GW 170817双中子星合并。这些光谱特征对r过程的物理条件和喷射物质的起源进行了编码，但将特征与特定元素相关联并推断出由此产生的丰度模式在计算上具有挑战性。我们介绍了光谱r-过程Abstraction检索Kilonovae（SPARK），一个模块化的框架进行贝叶斯推断kilonova光谱推断元素丰度模式和识别吸收功能的目标在早期。SPARK将来自反应网络计算的原子谱线列表和丰度模式输入TARDIS辐射转移代码。然后，它进行快速贝叶斯推断观察到的kilonova光谱通过训练高斯过程代理kilonova喷出物参数的近似后验，通过主动学习。我们使用GW 170817在1.4天的光谱对kilonova光谱进行第一次推断，并恢复完整的丰度模式。我们的推论表明，这一喷出物是由一个r过程产生的，其电子分数Y_e ~ 0.35，熵值s/k_B ~ 25，或Y_e ~ 0.30，熵值s/k_B ~ 14。这些参数是一致的冲击，极性动力学组件，和粘性驱动流出的残余吸积盘，分别。我们还恢复了以前在~8000 AA处的锶吸收的鉴定，并在< 4500 AA处初步鉴定了钇和/或锆。我们的方法将使计算易于推理的光谱发现通过多信使观测未来kilonovae。
2022-12-22 astro-ph.HE
Spectroscopic r-Process Abundance Retrieval for Kilonovae II: Lanthanides in the Inferred Abundance Patterns of Multi-Component Ejecta from the GW170817 Kilonova
本研究将SPARK工具应用于GW170817千新星后期光谱，发现3.4天时出现含显著镧系元素（尤其铈）的新红色组分，表明多组分抛射物对r过程元素贡献重要。
2023-12-22 astro-ph.HE
Kilonova Light Curves from the Disk Wind Outflows of Compact Object Mergers
我们研究了紧凑的物体合并后的吸积盘风产生的放射性动力瞬变。从二维流体动力学圆盘模型中产生的外流开始，我们使用波长相关的辐射转移计算来产生合成光变曲线和光谱。我们表明，由此产生的kilonova瞬态的亮度和颜色进行合并物理信息。在风的区域，中微子的照射使电子分数提高到Ye > 0.25，r过程核合成在产生高不透明度的复杂离子（镧系元素）之前停止。因此，kilonova光变曲线显示了两个不同的组成部分：一个简短的（~2天）蓝色光学瞬态产生的外镧系元素的喷出物，和一个较长的（~10天）红外瞬态产生的内，镧系元素线覆盖的区域。合并产生更长寿命的中子星，或更快旋转的黑洞，有更强的中微子辐射，产生更多的不含镧系元素的喷出物，光学上更亮更蓝。在所有的盘风模型中，至少会产生一些光辐射，这将增强电磁对应物对引力波源的探测能力。然而，即使存在少量（10^{-4} Msun）的上覆的、富含中子的动力学喷出物也会起到“镧系元素幕”的作用，从某些视角模糊可见的风辐射。由于盘流出物的速度适中（约10，000 km/s），在光谱中可以分辨出许多线特征，将盘风与快速移动的动力喷出物区分开来，并提供了对新产生的r-过程物质的详细成分的潜在诊断。
2014-11-13 astro-ph.HE
Swift and NuSTAR observations of GW170817: detection of a blue kilonova
随着2015年第一次直接探测到合并黑洞，引力波（GW）天体物理学时代开始了。一个完整的图片紧凑的对象合并，但是，需要检测的电磁（EM）对应。我们报告紫外线（UV）和X射线观测雨燕和核光谱望远镜ARray（NuSTAR）的EM对应的二进制中子星合并GW 170817。明亮，迅速衰落的紫外线辐射表明，高质量（$\approx0.03$太阳质量）的风驱动流出与中等电子分数（$Y_{e}\approx0.27$）。结合X射线的限制，我们赞成观察者的视角$\approx 30^{\circ}$远离轨道旋转轴，既避免了轨道平面中最重元素的遮蔽，也避免了直接看到任何超相对论性的高度准直的喷出物（伽马射线暴余辉）。
2017-10-16 astro-ph.HE
Cerium features in kilonova near-infrared spectra: implication from a chemically peculiar star
本文利用化学丰度特殊星HR 465的近红外光谱作为千新星光谱的实验室，证明其Ce III谱线特征与GW170817千新星中蓝移的宽吸收特征吻合，支持将该特征识别为铈。
2023-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superheavy Elements in Kilonovae
本研究探讨了双中子星并合中产生超重元素（$Z\geq 104$）的条件及其对千新星光变曲线的潜在影响，发现其特征易被误认为贫镧系事件。
2023-06-01 astro-ph.HE
Diversity of kilonova light curves
我们进行辐射转移模拟kilonova在各种情况下，包括迅速崩溃的情况下，黑洞的中子星合并，高速喷出物可能加速的磁星，和黑洞-中子星合并。我们的计算是采用喷出物的配置文件预测的数值相对论模拟和一个新的线列表的所有r-过程元素。我们发现：（1）在$\gtrsim1$-$2\,{\rm mag}$的作用下，中子星迅速坍缩成黑洞时的光辐射比在GW 170817中观测到的要弱，而如果合并后的喷出物质量与$\approx0.01\,M_\odot$相当，则红外辐射可以与GW 170817中的一样亮;（ii）在喷出物被来自残骸的电磁能注入高度加速的情况下，千诺瓦将比在GW 170817中观察到的更亮，但在几天内会迅速减弱，震级比GW170817弱;（iii）来自黑洞的光发射-如果有足够多的物质被喷出，中子星合并喷出物的亮度可能与在GW 170817中观察到的一样（$\gtrsim0.02\,M_\odot$），而红外亮度将同时被$1$-$2\,{\rm mag}$更亮。我们发现，在喷出物的性质的差异将印迹在峰值亮度和峰值时间的差异。这表明，我们可以通过观察多重带中的峰值来推断千诺维的中心引擎的类型。
2019-12-24 astro-ph.HE
On using the counting method to constrain the anisotropy of kilonova radiation
本文提出利用计数方法，即通过引力波和多波段电磁信号探测到的双中子星合并数量，结合贝叶斯分析，在统计上有效约束千新星辐射的各向异性及千新星模型。
2024-01-08 astro-ph.HE
Modelling the spectra of the kilonova AT2017gfo -- I: The photospheric epochs
与中子星（BNS）合并GW 170817相关的千诺瓦（KN）是唯一已知的引力波源的电磁对应物。在这里，我们产生一系列的辐射传输模型（使用$\textsc{tardis}$）与更新的原子数据，并将它们与精确校准的光谱进行比较。我们使用的元素组成的核网络计算的基础上一个现实的流体动力学模拟的BNS合并。我们发现，在合并后+1.4天的蓝色光谱需要一个高电子分数的核合成轨迹。我们的最佳拟合模型完全由第一$r$过程峰元素（Sr和Zr）组成，并且Sr $\,\textsc{ii}$吸收很好地再现了强吸收特征。在这个时期，我们设定了$X_{\textsc{ln}} \lesssim 5 \times 10^{-3}$的镧系元素质量分数的上限。相反，来自$+2.4 - 6.4$天的所有后续光谱需要存在适量的镧系元素材料（$X_{\textsc{ln}} \simeq 0.05^{+0.05}_{-0.02}$），其通过具有$Y_{\rm e} = 0.29$的轨迹产生。这产生了低于6000 $\,$锶的镧系元素诱导的线覆盖，以及足够的轻$r$过程元素来解释在$\sim 0.7 - 1.0 \, \micron$（Sr $\,\textsc{ii}$）的持续强特征。该组合物给出了很好的匹配，观察到的数据，表明在近红外（NIR）过量的结果，强烈的蓝色通量赤字。第一个时期和所有其他时期之间的成分不相交表…
2022-05-03 astro-ph.HE
Secular Outflows from 3D-MHD Hypermassive Neutron Star Accretion Disk Systems
本研究通过三维MHD模拟超质量中子星吸积盘系统，发现其产生比黑洞-环系统更蓝更快的外流，并具有高电子丰度，为千新星观测提供潜在解释。
2023-08-30 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Kilonovae of binary neutron star mergers leading to short-lived remnant neutron star formation
本研究结合数值相对论与核合成结果，分析短命残留大质量中子星情形下的双中子星并合千新星特征，指出其无法解释GW170817观测，并给出近红外光变标度律及观测建议。
2023-06-12 astro-ph.HE gr-qc
Tellurium emission line in kilonova AT 2017gfo
本研究通过光谱建模分析千新星 AT 2017gfo 晚期光谱，将 $2.1\\,{\rm μm}$ 处的强发射线归因于碲 III 的精细结构线，并估算出所需的碲质量与光变曲线相符。
2023-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of Jet-Ejecta Interaction on the Viewing Angle Dependence of Kilonova Light Curves
两颗中子星的合并会产生放射性重核的外流。在合并后的一秒钟内，中心残骸预计也会发射出一股相对论性喷流，这股射流会冲击加热并破坏一部分放射性喷出物。在几个小时内，放射性物质的辐射会产生紫外线、光学和红外线瞬变（千诺瓦）。我们使用的一套2D相对论流体动力学模拟的射流喷出物相互作用的初始条件为多维Monte Carlo辐射输运模拟所得到的视角依赖的光变曲线和光谱合并后1.5小时开始的端态。我们发现，在这个时间尺度上，射流冲击加热不影响的kilonova排放。然而，射流对喷出物密度结构的破坏确实改变了光变曲线。喷流在球状的喷出物中切割出一条通道，露出了炽热的内部区域。从喷流轴（$\lesssim 30 °$）附近看，千诺瓦更亮，更蓝。这种影响的强度取决于射流参数，因为更严重的干扰喷出物的光变曲线更强烈的影响。光变曲线和光谱在紫外线中的变化也比在光学中的变化更大。
2020-12-15 astro-ph.HE
Kilonova/Macronova Emission from Compact Binary Mergers
我们回顾了目前对致密双星合并（两颗中子星或一颗中子星与一个黑洞合并）中kilonova/macronova辐射的认识。Kilonova/macronova是由r过程核的放射性衰变提供动力的光学和近红外发射。动力学喷出物的辐射约为0.01 Msun，其光度可能为10^{40}-10 ^<$41} erg s^{-1}，特征时间尺度约为1周。光谱峰位于红色光学或近红外波长处。随后的吸积盘风可能会提供额外的光度，或者如果它没有被前面的动力喷出物吸收，则会提供更早/更蓝的发射。短GRB 130603 B余辉中的近红外过量和GRB 060614中可能的光学过量的检测支持kilonova/macronova场景的概念。在200 Mpc的距离，kilonova/macronova的典型亮度约为22等，并在合并后的10天内迅速衰减到>24等。Kilonova/macronova候选者可以通过（1）更快的时间演化，（2）更暗的绝对星等和（3）更红的颜色与超新星区分开来。为了有效地搜寻这些物体，在10天内进行多次访问并使用多种过滤器的后续调查观察将是重要的。由于高膨胀速度（v ~ 0.1-0.2c）是致密双星合并的一个可靠结果，因此平滑光谱的检测将是最终确定GW源的确凿证据。
2016-05-23 astro-ph.HE
The Combined Ultraviolet, Optical, and Near-Infrared Light Curves of the Kilonova Associated with the Binary Neutron Star Merger GW170817: Unified Data Set, Analytic Models, and Physical Implications
我们提出的第一个努力，聚合，均质化，并统一建模相结合的紫外线，光学和近红外数据集的电磁对应的二进制中子星合并GW 170817。通过收集来自18篇不同论文和46种不同仪器的所有可用数据，我们能够识别和减轻单个数据集之间的系统性偏移，并识别明确的外围测量值，由此产生的修剪和调整数据集提供了一个扩大千诺瓦研究的机会。统一的数据集包括647个单独的通量测量值，跨越合并后的0.45至29.4天，因此对物理模型的约束力比任何单一数据集都大。我们测试了一些半分析模型，发现数据很好地模拟了三组分kilonova模型：一个“蓝色”镧系元素贫乏的组分与Mej~0.020 Msol和vej~ 0.27 c;一个中间不透明的“紫色”组分与Mej~0.047 Msol和vej~ 0.15 c;和一个“红色”镧系元素丰富的组分与Mej~0.011 Msol和vej~ 0.14 c。我们进一步探讨喷出物的不对称性的可能性及其对估计参数的影响。从推断的参数，我们得出的结论负责各种喷出物成分的物理机制，中子星的属性，并结合最新的合并率，通过这个通道的r-过程富集的影响。为了方便将来对这一关键事件的研究，我们将统一数据集和我们的建模代码公开。
2017-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative transfer simulation for the optical and near-infrared electromagnetic counterparts to GW170817
最近从一个双星-中子星合并（GW 170817）的引力波的检测和随后的电磁观测同行提供了一个很好的机会来研究紧凑的双星合并的物理。GW 170817（SSS 17 a，也称为AT 2017 gfo或DLT 17 ck）的光学和近红外对应物被发现与具有红色和蓝色成分的kilonova/macronova场景一致。然而，在大多数以前的研究中，每个喷出物组件的光变曲线的贡献分别计算和合成，红色分量是太大的动态喷出物和蓝色分量是太快的合并后喷出物。在这封信中，我们执行一个2维辐射转移模拟的kilonova/macronova一贯考虑到多个喷出物成分的相互作用。我们发现，SSS 17 a的光变曲线和光球速度可以自然地再现与数值相对论模拟的预测一致的设置。
2018-06-11 astro-ph.HE
Distinguishing Kilonovae from Binary Neutron Star and Neutron Star-Black Hole Mergers
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Northwestern University（西北大学）；Indian Institute of Technology Bombay（印度理工学院孟买分校）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Wisconsin, Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Indian Institute of Technology Indore（印度理工学院印多尔分校）
通过模拟和半解析光变曲线，发现千新星峰值后光度衰减率可区分双中子星与中子星-黑洞并合，其中蓝波段衰减更快。
2026-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Dynamical ejecta of neutron star mergers with nucleonic weak processes II: Kilonova emission
大多数现有的结果kilonova（或macronova）排放的物质喷射在中子星（NS）合并的基础上（准）一区模型或手动构建的玩具模型喷出物配置。在这项研究中，我们提出了一个kilonova分析的物质喷射在第一个~ 10毫秒的NS合并，称为动态喷出物，直接使用的流出轨迹从广义相对论平滑粒子流体动力学模拟，包括一个复杂的中微子处理和相应的核合成结果，这已经在本研究的第一部分。我们采用了一个多维的两个时刻的辐射传输计划与近似M1关闭演变的光子场，并使用启发式处方的不透明度发现校准与原子物理为基础的参考结果。我们发现，光球是一般的椭球体，但增加了小规模的结构，并产生的排放，是对极比赤道强约1.5-3倍。在近红外波段，千诺瓦通常在0.7- 1.5天后达到峰值，光度在3-7x10^40erg/s之间，光球温度在2.2-2.8x10^3K之间。更软的状态方程或更高的二元质量不对称性导致更长和更亮的信号。显着变化的光变曲线也得到了人工修改的电子分数的模型，强调一个可靠的中微子输运建模的重要性。这里研究的模型中，没有一个只考虑动态喷出物，产生像AT 2017 gfo一样明亮的瞬态。我们的模型的近红外峰值与AT 2017 gfo的早期蓝色成分不兼容。
2022-05-05 astro-ph.HE
Neutron-powered precursors of kilonovae
双中子星（NS）的合并产生了少量富含中子的物质，这些物质的放射性衰变产生了一天到一周的热瞬变，称为千诺瓦。大多数喷出物在膨胀过程中保持足够的密度，以至于在r过程中所有的中子都被捕获到原子核中。然而，最近由Bauswein和合作者进行的广义相对论合并模拟表明，一小部分喷射质量（百分之几，或~ 1 e-4 Msun）膨胀得足够快，使大多数中子避免捕获。这一物质起源于合并的NS之间的冲击加热界面。在这里，我们表明，这些自由中子的β衰变在最外层的喷出物的权力的主要kilonova发射，这在合并后的几个小时的时间尺度上的峰值在U-带的幅度~22（假设距离为200 Mpc）的“前体”。中子前体的高亮度和蓝色使其成为引力波源的潜在重要对应物，可以编码关于合并双星（例如NS-NS与NS-黑洞）和NS状态方程的属性的有价值的信息。未来的工作是必要的，以评估快速移动的喷出物的鲁棒性和生存的自由中子在面对中微子的反射，虽然前体的属性是强大的一个中等量的轻子化。我们的研究结果为短延迟引力波触发器和灵敏的地面望远镜的快速后续搜索提供了额外的动力。
2014-11-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Impact of jets on kilonova photometric and polarimetric emission from binary neutron star mergers
本文通过三维蒙特卡洛辐射转移模拟研究喷流对双中子星并合千新星光度和偏振的影响，发现喷流使近轴方向千新星变暗并增强0.25-2.5微米波段的偏振度，为未来观测约束抛射物和喷流性质提供依据。
2023-05-24 astro-ph.HE
Long-lived neutron-star remnants from asymmetric binary neutron star mergers: element formation, kilonova signals and gravitational waves
本研究通过三维广义相对论模拟非对称双中子星并合，揭示长寿命残骸的动力学、r-过程元素形成及千新星与引力波多信使信号。
2025-07-11 astro-ph.HE gr-qc
Exploring the diversity of kilonovae with 3D radiative transfer I. The polar direction
Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）；Astrophysics Research Centre, School of Mathematics and Physics, Queens University Belfast（贝尔法斯特女王大学数学与物理学院天体物理研究中心）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（GSI亥姆霍兹重离子研究中心）
本文通过三维辐射转移模拟，研究不同双中子星合并模型的极向光变曲线和光谱，探讨其与AT2017gfo观测的对应关系，发现动态喷流能再现部分光谱特征，但需进一步研究其他喷流成分的影响。
2026-04-24 astro-ph.HE
Imprints of neutrino-pair flavor conversions on nucleosynthesis in ejecta from neutron-star merger remnants
中子星合并后的残余物中含有大量的中微子。采用流体动力学模拟的方法，研究了中心为$3\ M_\odot$黑洞、无量纲自旋参数$0.8$和吸积环$0.3\ M_\odot$的中子星合并残留物的中微子发射特性.最初，$\barν_e$的局部数密度大于残留物上方任何地方的$ν_e$。然后，当环面接近自我调节平衡时，中微子的局部丰度超过了极地周围漏斗中的反中微子丰度。随着时间的推移，可以发生快速成对风味转换的区域相应地缩小。尽管如此，我们发现快速的味道转换确实影响了大多数中微子驱动的喷出物。假设快速风味转换导致风味平衡，发现具有质量数$A>130$的核的显著增强以及镧系元素质量分数的变化超过一千倍。我们的研究结果暗示了中微子味振荡对预测kilonova（macronova）光变曲线的潜在相关作用，并激励了在这个方向上的进一步工作。
2017-12-31 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Systematic Opacity Calculations for Kilonovae
中子星的合并产生了千诺瓦，由新合成的r过程核的放射性衰变提供动力的热辐射。虽然观测性质在很大程度上受到r过程元素的束缚束缚不透明度的影响，但可用的原子数据有限。本文首次通过系统地计算r过程元素的原子结构，研究了中子星合并喷出物中不透明度的元素间变化。结果表明，由于自旋轨道和电子-电子相互作用的影响增大了能级间距，各电子层的能级分布随电子占据的增加而增大.因此，最外层电子数较少的元素往往对束缚-束缚不透明度有较大的贡献。这意味着Fe不代表轻r过程元素的不透明度。在T = 5，000 - 10，000 K时，r过程元素混合物的平均不透明度在电子分数Ye < 0.20时为kappa ~ 20-30 cm ^2 g ^{-1}，在Ye = 0.25-0.35时为kappa ~ 3-5 cm ^2 g ^{-1}，在Ye = 0.40时为kappa ~ 1 cm ^2 g^{-1}，在较低的温度下，它们急剧下降。我们发现，即使有相同的丰度或叶，在喷出物的不透明度随时间的变化由一个数量级的合并后1至10天。我们使用新的不透明度数据进行的辐射转移模拟证实，需要具有高电子分数（Ye >~ 0.25，不含镧系元素）的喷出物来解释GW 170817/AT 2017 gfo中早期的蓝色发射，而富含镧系元素的喷出物（镧系元素的质量分数约为5 x 10^{-3}）再现了持久的近红外发射。
2020-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term GRMHD Simulations of Neutron Star Merger Accretion Disks: Implications for Electromagnetic Counterparts
我们研究了中子星合并过程中黑洞吸积盘的长期演化。这些盘状物排出有助于$r$过程千诺瓦的物质，并能产生相对论性喷流，为短伽马射线暴提供动力。在这里，我们报告的结果是一个三维的，广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟这样的磁盘是进化足够长的时间（$\sim 9$ s，或$\sim 6\times 10^5 r_{\rm g}/c$），以实现完成远离磁盘的质量喷射。我们的模型从极向场开始，并完全解决了最不稳定的模式的磁旋转不稳定性。我们参数化占主导地位的微观物理和中微子冷却效应，并与轴对称流体动力学模型与剪切粘度。GRMHD模型以两种方式激发质量：一种是由MHD介导的快速外流，另一种是当圆盘变成平流时的热驱动风。喷射出的未结合质量的总量（$0.013M_\odot$，或初始环面质量的$\simeq 40\%$）是流体动力学模型的两倍，具有较高的平均速度（$0.1c$）和较低平均值的宽电子分数分布（$0.16$）。将喷出的部分换算成$\sim 0.1M_\odot$的盘质量可以解释来自GW 170817的红色千诺瓦，但低估了蓝色分量。大约$\sim 10^{-3}M_\odot$的物质会经历中子冻结，并在合并后的最初几个小时内产生明亮的千诺瓦先驱物。我们的理想化的初始磁场配置，我们得到了一个强大的射流和足够的喷出物与洛伦兹因子$\sim 1-10$（过）产生的非热辐射从GW1708107…
2018-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Mergers of double neutron stars with one high-spin component: brighter kilonovae and fallback accretion, weaker gravitational waves
该研究模拟双中子星合并中一颗高自旋的情形，发现其产生更亮千新星、更多回落吸积和较弱引力波，可能延迟黑洞形成并引发长时标伽马射线暴。
2024-02-10 astro-ph.HE
An Empirical Study of Contamination in Deep, Rapid, and Wide-Field Optical Follow-Up of Gravitational Wave Events
我们提出了一个实证研究的污染，在深，快速，宽视场光学后续搜索的GW源从aLIGO。我们在DECam成像的四个晚上进行了专门的观察。我们的搜索覆盖了$\sim56$ deg $^2$，每晚两次访问，间隔为$\approx 3$ ~小时，在$i$ -和$z$ -波段，随后是三周后的一组额外的$griz$图像，作为减法的参考图像，并用于识别任何瞬态源的星系和恒星对应物。我们在叠加的单历元图像中获得了$i \approx 23.5$和$z \approx 22.4$ mag的$5σ$点源极限幅度。我们进行了一个短暂的对象，可以模仿红色（$i-z > 0.5$ ~MAG）和蓝色（$i-z < 0$ ~MAG）kilonova发射的$i-z$颜色行为的搜索，发现11和10个污染物，分别。独立的颜色，我们确定48个瞬变的利益。此外，我们利用我们观察的快速节奏来搜索具有$\approx1$天和$\approx3$小时特征时间尺度的来源，没有发现潜在的污染物。我们评估我们的管道和搜索方法的效率与注入点源，发现我们是90\%（60\%）的效率时，寻找红色（蓝色）kilonova类源的$i \lesssim 22.5$ MAG的限制幅度。应用这些效率，我们推导出天空速率kilonova污染物的红色和蓝色制度的$\mathcal{R}_{\rm red} \approx 0.16$度$^{-2}$和$\m…
2017-10-09 astro-ph.HE
A kilonova from an ultra-quick merger of a neutron star binary
GRB 060505是第一个著名的附近（红移0.089）“混合”伽马射线暴，持续时间超过2秒，但没有超新星的关联非常严格的限制。持续$\sim 4$秒的瞬发$γ-$射线闪光可能由内禀短暴及其尾辐射组成，但相当大的时间滞后（$\sim 0.35$秒）以及环境特性导致了广泛接受的长持续时间伽马射线暴起源于大质量恒星坍缩的分类。在这里的$ first$的时间，我们报告了令人信服的证据热的光辐射成分的光谱能量分布的早期余辉发射。与AT 2017 gfo相比，其热辐射亮度是其$\sim 2$倍，并且在类似时期的温度相当。光学衰减比X射线快得多，这也与火球余辉模型不一致，但对于蓝色千诺瓦的存在来说是很自然的。我们的发现揭示了混合GRB 060505的中子星合并起源，并强烈支持了理论推测，即一些双中子星可以在其形成后超快速合并（在$\sim 1$ Myr内），当周围区域仍然是高度恒星形成和金属丰度保持较低时。引力波和电磁波联合观测有望在不久的将来证实这种情况。
2021-09-16 astro-ph.HE
Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger
两颗中子星的合并被预测会产生一个被称为“千诺瓦”的光红外瞬态（持续几天），由合并中合成的富含中子的物质的放射性衰变提供动力。短伽马射线暴也是由中子星合并引起的证据越来越多。在这类合并的模型中，电子分数较低的少量质量（$10^{-4}$ - $10^{-2}$太阳质量）以高速（0.1-0.3倍光速）喷出，和/或由新合并物体周围形成的吸积盘的风携带。预计这些物质将经历快速中子俘获（r-过程）核合成，导致放射性元素的形成，这些元素在衰变时释放能量，为电磁瞬变提供动力。新合成材料的成分中的很大不确定性导致这种瞬变的各种预期颜色、持续时间和亮度。千新星的观测证据迄今为止还没有定论，因为它是基于在伽马射线暴的余辉中检测到的适度过量发射的情况。在这里，我们报告的光学到近红外观测的瞬态符合检测的引力波签名的二进制中子星合并和低光度短持续时间伽马射线暴。在引力波触发后的几天里，我们大约每隔8小时进行一次观测，结果显示最初的蓝色过剩，伴随着快速的光学褪色和变红。使用数值模型，我们的结论是，我们的数据是大致一致的光变曲线供电的百分之几的太阳质量的低不透明度的材料对应的镧系元素贫乏（一小部分的$10^{-4.5}$质量）喷出物。
2017-10-16 astro-ph.HE
