Merged white dwarfs and nucleosynthesis
轨道衰变机制认为，双白矮星合并是不可避免的，但极其罕见。虽然一些合并会导致爆炸，但幸存者会重新点燃氦并明亮地燃烧数万年或数百万年。候选的幸存者包括极端氦星，R CrB变星和各种富含氦的亚亮星。幸存者表面的核废料提供了恒星在合并之前的核历史和合并期间的核合成的证据。广泛而深入的光谱调查为未来的发现提供了丰富的前景。
2020-11-04 astro-ph.SR
Explosive nucleosynthesis with fast neutrino-flavor conversion in core-collapse supernovae
快速中微子味转换（FFC）是核心坍缩超新星（CCSN）理论中可能改变游戏规则的成分。在本文中，我们研究的影响，包括FFC与非对称中微子发射到核合成计算参数的方式结合爆炸核合成的影响。我们发现，喷出物的组成是没有明显的影响，FFC比Co轻的元素，而组成的影响，FFC的较重的元素。我们还发现，FFC的作用取决于中微子发射的不对称程度（$m_{\rm asy}$）和中微子味混合的程度。FFC对$m_{\rm asy}$的影响不是单调的，当$m_{\rm asy}$达到$\sim 10\%$时，喷出物成分的变化比无FFC时增大，而FFC对超大非对称中微子发射（$\gtrsim 30 \%$）的核合成影响很小.我们的研究结果表明，FFC有利于在大多数情况下，富中子的喷出物的生产，虽然它使喷出物更富质子，如果反中微子的转换比中微子的转换更有力。这种趋势的关键因素是中微子吸收，其对核合成的影响可以通过简单的诊断来量化。
2022-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
R Coronae Borealis Star Evolution: Simulating 3D Merger Events to 1D Stellar Evolution Including Large Scale Nucleosynthesis
北冕座R星（RCB）是罕见的贫氢富碳变星，被认为是动态不稳定的白矮星合并的结果。我们试图通过所有相关的时间尺度模拟合并事件的RCB，老虎，3D自适应网格细化（AMR）流体动力学代码和映射合并后的对象到MESA，一个1D恒星演化代码。然后，我们在一个更大的核反应网络上对核合成进行后处理，以研究s-过程元素的增强。我们提出的模型，在大多数表面丰度，同位素比，早期演化和寿命相匹配的观测或以前的研究。我们还观察到类似的混合行为，因为以前的建模尝试，导致部分氦燃烧的产品在表面上可见的观察。然而，我们确实注意到，我们的亚太阳模型在s过程元素中缺乏任何增强，我们将其归因于包层中缺乏氢。我们还发现，氧-16/氧-18同位素比是非常敏感的初始氢丰度和可接受的范围以外的氢质量分数大于$10^{-4}$增加。
2021-03-02 astro-ph.SR
Production of all the r-process nuclides in the dynamical ejecta of neutron star mergers
近年来的研究表明，由于双星中子星（NS-NS）合并的喷出物中几乎都是纯中子（电子分数Y_e < 0.1），因此强烈地产生原子质量数A ~ 130以上的重r过程核。然而，很少有较轻的r-过程核（A = 90-120）的产生与r-过程增强的星系晕星的光谱结果相冲突。我们提出的，第一次，核合成计算的结果的基础上完全广义相对论模拟的NS-NS合并近似中微子输运。结果表明，大部分的动力学喷出物都经过了相当大的激波加热和中微子加工，导致了很宽的Y_e（= 0.09-0.45）范围。计算的核合成产额的质量平均丰度分布与太阳r过程曲线的全质量范围（A = 90-240）相当一致。这意味着，如果我们的模型是代表这样的事件，即NS-NS合并的动态喷出物可以是银河系r-过程核的起源。我们的研究结果还表明，放射性加热后约1天的合并，引起r-过程供电的瞬态发射，主要是由几个物种的β衰变接近稳定的精确测量的半衰期。这意味着，如果喷射出的物质具有类似太阳的r过程模式，那么这种事件的总放射性加热率可以很好地限制在大约2倍的范围内。
2014-06-10 astro-ph.SR
Convective-reactive nucleosynthesis of K, Sc, Cl and p-process isotopes in O-C shell mergers
通过对大质量恒星中O壳层和C壳层相互作用的核合成过程的研究，解决了银河系化学演化模型中奇Z元素P、Cl、K和Sc的不足。具有中等C-摄入率的O-壳对流的3D流体动力学模拟没有显示出与球对称的显著偏离。我们推导出一个球平均扩散系数的一维核合成模拟表明，这样的对流反应摄入事件可以是一个生产网站的P，Cl，K和Sc。夹带率的$10^{-3}{{\rm M}_\odot}$ /s功能过剩生产因素$OP_\mathrm{s} \approx 7$。在我们的1D恒星演化大质量恒星模型中，全O-C壳层合并有过剩因子$OP_\mathrm{m}>1 \mathrm{dex}$，但对于这种情况，3D流体动力学模拟表明偏离了球对称。p-过程物质可以用$OP_\mathrm{m}>1 \mathrm{dex}$的过量生产因子来生产，例如对于$^{130,132}Ba$。使用不确定的预测$15{{\rm M}_\odot}$，$Z=0.02$大质量恒星模型（$OP_\mathrm{m} \approx 15$）作为合并或夹带对流反应事件涉及O-和C-燃烧壳层的代表，并假设这样的事件发生在所有恒星的50%以上，我们的化学演化模型再现所观察到的银河系的奇Z元素的趋势。
2017-09-25 astro-ph.SR
Systematics of dynamical mass ejection, nucleosynthesis, and radioactively powered electromagnetic signals from neutron-star mergers
本文采用相对论流体动力学模拟方法，系统地研究了核物质状态方程不确定性对中子星（NS）并合动力学质量抛射、r-过程核合成和电磁对应物性质的影响。决定喷出物质量的关键参数是1.35 M_sun NS的半径R_1.35。具有较小R_1.35（“软”EoS）的NS系统地喷射较高的质量。对于1.35-1.35 M_sun的双星，其范围从~10^-3 M_sun到~10^-2 M_sun，对于1.2-1.5 M_sun的系统，其范围从~5*10^-3 M_sun到~2*10^-2 M_sun（动能在~5*10^49 erg和10^51 erg之间）。相应地，对称（非对称）合并的光学瞬变的辐射热峰值亮度在3*10^41 erg/s和14*10^41 erg/s（9*10^41 erg/s和14.5*10^41 erg/s）之间变化，时间尺度在~2 h和~12 h之间。如果测量到这些绝对辐射热量值从-15.0到-16.7的信号，则它们的性质与合并NS的性质的紧密相关性可能对高密度EoS提供有价值的约束。r-过程核合成表现出显著的鲁棒性，独立于EoS，产生接近太阳的丰度模式高于质量数130。根据银河系的r过程含量和每个事件的平均产生量，如果NS合并是重r核的主要来源，那么对于软（硬）NS EoS，银河系合并速率被限制在4*10^-5/yr（4*10^-4/yr）。放射性~（232）Th与~（238）…
2013-06-21 astro-ph.SR
Chromium Nucleosynthesis and Silicon-Carbon Shell Mergers in Massive Stars
我们使用NuGrid核合成产率集分析了银河系化学演化（GCE）模型中元素Cr的产生。我们发现，异常大的[Cr/Fe]丰度在[Fe/H] $\approx 0$以前的研究报告使用这些产量和预测我们的银河系模型起源于合并对流硅燃烧和C燃烧壳在20 $M_\odot$模型在金属丰度$Z=0.01$，约一个小时前的恒星爆炸。这种合并将Si壳中的不完全燃烧材料（包括$^{51}$ V和$^{52}$ Cr）混合到碳/氧（CO）核的边缘。所采用的超新星模型的外2 $M_\odot$的CO核心，其中包括一个显着的分数的富铬材料。当包括这个20 $M_\odot$模型在$Z=0.01$在我们的GCE模型的产量插值方案之间的恒星在15和25 $M_\odot$，我们高估了[Cr/Fe]的数量级在[Fe/H] $\approx$ 0相对于在银河系磁盘的观察。这就提出了一些问题，关于自然界中Si-C壳合并的发生，不同模拟方法的准确性，以及这种合并对超新星前结构和爆炸动力学的影响。根据这个1D恒星模型的条件，如果合并确实发生，C壳层物质大量渗透到Si壳层中可能会引发对流反应全球振荡。在任何情况下，GCE对这个恒星演化阶段的结果提供了严格的限制。
2019-06-17 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in the Innermost Ejecta of Magnetorotational Supernova Explosions in 3-dimensions
本研究通过三维磁旋转核心坍缩超新星模拟，发现强磁场驱动的爆发能量更高、抛射物更富中子，能产生质量数达~130的弱r过程元素，且不同初始磁场强度下重元素合成差异可忽略，相关产额已公开以支撑后续天体物理研究。
2024-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of Dust around V1309 Sco
星际介质中尘埃颗粒的起源仍然是一个悬而未决的问题。\cite{Nicholls2013}发现V1309 Sco周围存在大量尘埃，可能是由接触双星合并产生的。我们调查周围的尘埃V1309斯科的起源，并建议，这些尘埃颗粒有效地产生的二进制合并喷出物。利用\emph{AGBDUST}程序，我们估计尘埃粒子产生了$\sim 5.2\times10^{-4} M_\odot$，其半径为$\sim 10^{-5}$ cm。这些尘埃颗粒主要由硅酸盐和铁颗粒组成。由于双星合并喷出物的质量很小，双星合并喷出物产生的尘埃对星际介质中总尘埃产生的贡献可以忽略不计。然而，最重要的是，V1309 Sco周围大量尘埃的发现为这一想法提供了直接支持-共同的包层喷出物为尘埃的形成和生长提供了理想的环境。因此，我们确认共同包层喷出物可能是宇宙尘埃的重要来源。
2013-08-27 astro-ph.SR
Light Curve Model for Luminous Red Novae and Inferences about the Ejecta of Stellar Mergers
双星系统中不稳定的质量转移过程可能导致恒星的完全合并，也可能导致供体包层被成功移除，留下一个幸存的更紧凑的双星系统。“发光红新星”（LRN）是一类被认为伴随着这种合并/共同包络事件的光学瞬变。过去的工作通常使用超新星光变曲线的分析公式来建模LRNe，这些公式做出假设（例如，辐射为主的喷出物，忽视氢复合能），不合理的恒星合并，由于较低的速度和特定的热能的喷出物。我们提出了一个一维模型的LRN光变曲线，占这些影响。与观测结果相一致，我们发现LRNe通常具有两个光变曲线峰值，早期阶段由热的、最快的喷出物层的初始热能供电，后期峰值由来自大部分喷出物的氢重组供电。我们将我们的模型应用到LRNe的样本中，以推断它们的喷出物属性（质量，速度和发射半径），并将它们与前瞬态成像的祖供体恒星属性进行比较。我们定义了一个最大的亮度可实现的一个给定的捐助者恒星的限制，整个信封被弹出，发现几个LRNe违反这一限制。喷出物和前动力学质量损失之间的冲击相互作用可能提供额外的光度源来缓解这种紧张。我们的模型也可以应用于行星与恒星或恒星与致密物体的合并。
2022-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in the Innermost Ejecta of Neutrino-Drive Supernova Explosions in Two Dimensions
我们研究的核合成在最里面的，中微子处理的喷出物（几个$10^{-3}\,M_\odot$）的自洽的，两维爆炸模型的核心坍缩超新星的六个不同的初始质量的祖星。三个模型的初始质量接近超新星范围的低质量端，$8.8\,M_\odot$（e8.8;电子捕获超新星），$9.6\,M_\odot$（z9.6）和$8.1\,M_\odot$（u8.1），初始金属丰度分别为太阳金属丰度的1，0和$10^{-4}$倍。另外三个是太阳金属丰度模型，初始质量分别为$11.2\,M_\odot$（s11）、$15\,M_\odot$（s15）和$27\,M_\odot$（s27）。低质量模型e8.8、z9.6和u8.1对于从Zn到Zr的轻反式铁元素表现出100- 200的高生产因子（相对于太阳的核合成丰度）。这与这些模型中富含中子的物质的明显喷射有关。值得注意的是，祖细胞e8.8和z9.6的核合成结果几乎是相同的，包括有趣的$^{48}$ Ca和$^{60}$ Fe的产生，而不管它们在坍缩之前的核（O-Ne-Mg和Fe）是完全不同的。在质量更大的模型s11、s15和s27中，产生了几种轻反式铁元素的富质子同位素，包括$p$同位素$^{92}$ Mo（s27），其生产因子高达$\sim$ 30。因此，低质量端附近的电子捕获和核心坍缩超新星都可能是银河系轻反式铁元素（从Zn到Zr）的主要贡献者，可能还有$^{…
2017-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron-star merger ejecta as obstacles to neutrino-powered jets of gamma-ray bursts
本文首次对黑洞-环面系统进行了狭义相对论性轴对称流体动力学模拟（近似广义相对论引力）作为双星-中子星（NS-NS）和中子星-黑洞（NS-BH）合并的残余，其中，粘性驱动的吸积环的演化遵循自洽的能量-的依赖中微子输运和相互作用的动态喷出物在NS-NS合并期间排出的云考虑。模型环面质量，BH质量和自旋，和喷出物的质量，速度和空间分布采用相对论合并模拟。我们发现，中微子湮灭的能量沉积可以加速流出最初高洛伦兹因子沿极低密度漏斗，但只有在合并极区的重子污染极低。NS-BH合并，在合并阶段没有极质量喷射，提供了足够的重子贫环境，使中微子动力，超相对论喷流与终端洛伦兹因子超过100和相当大的动力学准直，有利于短伽马射线暴（sGRB），虽然他们的典型能量和持续时间可能太小，无法解释大多数事件。然而，在NS-NS合并的情况下，吸积和粘性扩散环的中微子发射太短，太弱，无法产生足够的能量，使流出物从周围的喷出物壳层中爆发出来，成为高度相对论性的喷流。我们的结论是，中微子湮灭本身不能从NS-NS合并电源sGRB。
2016-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements
自从发现脉冲双星和观测到其轨道能量损失以来，中子星合并的存在就得到了支持，这与广义相对论是一致的。它们被认为是快速中子俘获过程（r-过程）的核合成位点，该过程负责产生除Fe之外的所有重元素的大约一半，并且是除Pb和Bi之外的元素的唯一来源。基于中子星物质减压的详细核合成计算与太阳重核r过程丰度是一致的。中子星合并也被确认为通过其红外余辉产生短持续时间的γ射线爆发。喷射物质中的高中子密度允许剧烈的r过程，导致远离（核）稳定区域的最重核的裂变循环。几种核性质的不一致性影响丰度分布。天体物理事件的模拟还取决于流体动力学处理、合并后和黑洞可能出现之前中微子风的发生以及黑洞吸积盘的性质。我们讨论了核和建模的不确定性的影响，并得出结论，二进制紧凑的合并可能是一个（或）在我们的银河系的r-过程核生产的主导网站。
2017-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative Transfer Simulations for Neutron Star Merger Ejecta
中子星并合是最有希望的引力波源之一。下一代GW探测器预计将在200 Mpc内探测到NS合并的信号。电磁波对应物的探测是理解GW源本质的关键。在NS合并可能的EM发射中，放射性r过程核驱动的发射是后续观测的最佳目标之一。然而，到目前为止，预测没有考虑到详细的r-过程元素丰度的喷出物。我们进行辐射转移模拟NS合并喷出物，包括所有的r-过程元素，从Ga到U的第一次。我们发现，NS并合喷出物的不透明度约为kappa = 10 cm ^2 g^{-1}，比富铁的Ia型超新星喷出物高出约100倍。因此，发射比先前预期的更微弱和更长。由于许多不同的r-过程元素的高膨胀速度和束缚-束缚跃迁，光谱几乎没有特征。我们表明，发射是明亮的两个NS和合并模拟中采用的状态方程的质量比更高。由于发射的红色，在红色光学和近红外（NIR）波长的后续观测将是最有效的。在200 Mpc时，发射的预期亮度为i = 22 - 25 AB mag，z = 21 - 23 AB mag，并且在NIR JHK带中为21 - 24 AB mag。因此，必须使用宽视场4米和8米级光学望远镜和宽视场近红外空间望远镜进行观测。我们还认为，由放射性能量驱动的发射可以在附近的短伽马射线暴的余辉中检测到。
2013-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Mergers of compact objects with cores of massive stars: evolutionary pathways, r-process nucleosynthesis and multi-messenger signatures
本文回顾了致密天体与大质量恒星核心并合的演化通道、吸积物理等关键过程、r-过程核合成可行性及电磁、中微子和引力波等多信使特征，并探讨其与核坍缩超新星等天文事件的关联及未来前景。
2025-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of asymmetric neutrino emissions on nucleosynthesis in core-collapse supernovae
研究了中微子驱动的核心坍缩超新星（CCSNe）中不对称中微子辐射对爆炸性核合成的影响。我们发现，不对称的排放往往会产生大量的质子丰富的喷出物（电子分数，$Y_e > 0.51$）在较高的$ν_{\rm e}$排放的半球，而富中子物质（$Y_e < 0.49$）在较高的${\bar ν}_{\rm e}$排放的相对半球喷射。对于$\ge 30\%$较大的不对称情况，富含中子的喷出物大量产生，其中有太多的元素比锌相比，太阳丰度。这可能是CCSNe中不对称中微子发射的上限。元素分布的特征也被观察到：（1）丰度轻于钙是不敏感的非对称中微子发射：（2）生产的锌和锗是更大的富中子的喷出物，即使是较小的不对称情况下，$\le 10\%$。我们讨论了这些观测结果，这些结果可能解释超新星遗迹（SNRs）中重元素和中子星踢的不对称性之间的（反）相关性。未来对$α$元素Fe、Zn和Ge的质量和空间分布的直接测量的SNR观测将为我们提供关于中微子发射不对称程度的信息。
2019-07-12 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
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
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
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
Analytic heating rate of neutron star merger ejecta derived from Fermi's theory of beta decay
在双中子星合并中产生的巨超新星（千超新星）是由数百种$r$过程核素的放射性β衰变提供动力的。我们利用费米的β衰变理论导出了核加热率的解析估计。我们表明，加热速率的演变之间的$t^{-6/5}$到$t^{-4/3}$的幂律。加热速率的总体大小由核量的平均值决定，例如，β衰变的核基质元素。这些值是通过使用核实验数据来指定的。我们讨论了高阶β跃迁的作用和幂律的鲁棒性。加热速率的稳健和简单的形式表明，观测到的后期测辐射热光变曲线$\propto t^{-\frac{4}{3}}$将是一个$r$过程驱动的macronova的直接证据。这样的观测也可以使我们能够估计合并过程中产生的$r$过程核的总量。
2017-01-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nuclear physics uncertainties in neutrino-driven, neutron-rich supernova ejecta
核心坍缩超新星（CCSNe）中的中子驱动喷出物提供了一个有趣的天体物理场景，其中Sr和Ag之间的较轻的重元素可以合成。以前的研究强调了（$α,n$）反应在这些元素的产生中所起的重要作用，特别是在富中子和富α环境中。本文研究了在不同天体物理条件下元素丰度对特定（$α,n$）反应速率不确定度的敏感性。在蒙特卡洛核合成研究超过36个代表性的天体物理风条件下，我们已经确定了最重要的反应的基础上，他们对最终元素丰度的影响。对这些反应的实验研究将减少核合成的不确定性，并有可能利用观测来了解较轻重元素的起源及其形成的天体物理条件。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Nucleosynthesis constraints on the neutron star-black hole merger rate
我们推导出的时间平均事件率的中子星-黑洞（NS-BH）合并使用人口综合生产的估计与核质量数A > 140的重快速中子捕获（r-过程）元素的事件相比，这些化学物种的银河系储存库的约束。我们的估计是基于相对论流体动力学模拟卷积与理论预测的二进制人口。这使我们能够确定一个严格的平均NS-BH合并率上限，即每年约6*10^-5。我们量化的不确定性，这种估计是在几个因素，主要是因为未知的BH自旋分布这样的系统，不确定的NS物质的状态方程，并在银河系的r-过程材料的内容可能的错误。我们的方法意味着NS-BH双星和双NS系统的合并率之间的相关性。先进的LIGO和先进的处女座从这样的致密天体二进制的引力波信号的探测率的预测是乐观的一面是不符合我们的分析所设置的约束。
2014-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
R-Process Nucleosynthesis in Dynamically Ejected Matter of Neutron Star Mergers
尽管快速中子俘获过程（r过程）对于解释大约一半A > 60的稳定核的起源至关重要，但这一过程的天体物理学位置尚未确定。在这里，我们研究的r-过程核合成的材料，是动态喷出的潮汐和压力的力量合并期间的二元中子星（NS），并在毫秒之后。这是我们第一次利用相对论流体动力学模拟这样的事件，定义一致的条件，确定核合成，即，中子富集、熵、早期密度演化以及由此产生的膨胀时间尺度和喷出物质量。我们发现，10^{-3}-10 ^{-2}太阳质量的抛射，这足以使合并成为重（A > 140）星系r核的主要来源，合并率约为每年10^{-5}。虽然非对称合并喷射的质量是对称合并的2-3倍，但确切的数量取决于NS的半径对于“刚性”核物质状态方程（EOS）是否为15 km或对于“软”EOS是否为12 km。由于有效的裂变再循环，减压过程中的R-过程核合成对详细条件变得很不敏感，产生了一种非常符合太阳r-丰度分布的成分，质量数A > 140。估计的光变曲线供电的放射性衰变加热的r-过程核的近似模型，我们预计在B-V-R波段的高发射1-2天，潜在的可观察到的持续时间更长的情况下，不对称合并，因为更大的喷出物质量。
2011-08-09 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
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
Progenitors and Explosion Properties of Supernova Remnants Hosting Central Compact Objects: II. A Global Systematic Study with a Comparison to Nucleosynthesis Models
本研究针对含中心致密天体的超新星遗迹开展系统分析，结合X射线观测数据与核合成模型对比，发现常用爆炸模型无法匹配抛射物产额，揭示其前身星多为低质量大质量恒星、爆炸能量较低，指出需完善理论模型并发展下一代X射线观测。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Neutrino-driven winds in the aftermath of a neutron star merger: nucleosynthesis and electromagnetic transients
我们提出了一个全面的核合成研究的中微子驱动的风后，一个双中子星合并。我们的重点是初始残余阶段时，一个大质量的中央中子星是存在的。使用示踪剂从最近的流体动力学模拟，我们确定总质量和综合丰度来表征未结合物质的组成。我们发现核合成产额敏感地依赖于大质量中子星的寿命和极角。超过$9 \cdot 10^{-3} M_\odot$的物质变为未结合状态，直至达到$\sim 200~{\rm ms}$。由于$Y_{\rm e} \approx 0.2 - 0.4$的电子分数，主要合成质量数为$A < 130$的原子核，补充了早期动态喷出物的产量。这两种类型的喷出物的混合场景可以解释丰富的r-过程贫金属星的丰度模式。此外，我们还计算了新产生的放射性同位素衰变的加热速率。在约$4~{\rm h}$之后，得到的光变曲线在蓝色带中达到峰值。此外，由于在动态喷出物中的重r-过程核的高不透明度导致在$3-4~{\rm d}$之后的红外中的第二个峰。
2015-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
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
Nucleosynthesis in 2D Core-Collapse Supernovae of 11.2 and 17.0 M$_{\odot}$ Progenitors: Implications for Mo and Ru Production
核心坍缩超新星是银河系历史上第一个重元素污染源。因此，重要的是研究其喷出物的核组成，并了解它们对祖细胞结构的依赖性（例如，质量、致密性、金属性）。在这里，我们提出了一个详细的核合成研究的基础上，两个长期的，二维的核心坍缩超新星模拟的11.2 M的$_{\odot}$和17.0 M的$_{\odot}$星。我们发现，在这两种模型中，核远远超出了铁组（高达$Z \approx 44$）可以产生，并详细讨论了p核$^{92,94}$ Mo和$^{96,98}$ Ru的核合成。虽然我们在两个模拟中观察到在稍微富中子的条件下产生$^{92}$ Mo和$^{94}$ Mo，但$^{96,98}$ Ru只能通过$ν$ p过程有效地产生。此外，在$ν$ p-过程中Ru的产生在很大程度上取决于喷出物中非常富含质子的材料的存在。当比较这些同位素在太阳系和太阳前颗粒中的丰度比时，这种生产机制的解开产生了有趣的后果。
2017-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The interplay of disk wind and dynamical ejecta in the aftermath of neutron star - black hole mergers
我们探讨了中子星（NS）和黑洞（BH）合并过程中产生的不同喷出物成分的演化。我们的重点是在合并过程中动态喷射的物质之间的相互作用，以及残余吸积盘在粘性时间尺度上发射的风。这些组件预计将有助于电磁瞬变，并产生r-过程元素，当单独考虑时，每个元素都具有不同的签名。在这里，我们介绍了一个两步的方法来调查他们的联合进化，使用二维和三维流体动力学模拟。从一个并合模拟的输出出发，我们根据相空间分布确定了初始条件下的各个组分，并使吸积盘沿轴对称方向演化。从这个磁盘吹来的风被注入到一个三维的计算域中的动态喷出物的演变。我们发现，风可以抑制回落吸积的时间尺度上长于100毫秒。由于自相似的粘性演化，磁盘吸积在晚些时候，但接近幂律时间依赖性$\propto t^{-2.2}$。这可以为一些后期GRB发动机活动提供动力，尽管可用能量明显低于传统的后备模型。由于r-过程的放射性加热的列入并没有显着影响回退吸积率或盘风。我们没有发现任何显着的修改风的性质在大半径由于与动态喷出物的相互作用。这是两种组分的不同膨胀速度的结果。
2015-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Light Curves of the Neutron Star Merger GW170817/SSS17a: Implications for R-Process Nucleosynthesis
在2017年8月17日，从一颗双星合并的中子星GW 170817中探测到了引力波，以及一个同时发生的短伽马射线暴GRB 170817 A。一个光学瞬变源，斯沃普超新星巡天17 a（SSS 17 a），随后被确定为这一事件的对应物。我们给出了SSS 17 a的紫外、光学和红外线曲线，从合并后10.9小时到18天。我们约束的放射性供电的瞬态产生的富中子物质的喷射。光变曲线的快速上升、随后的衰减和快速的颜色演变与不同镧系元素丰度的多个喷出物成分一致。后期的光变曲线显示，SSS 17 a产生了至少约0.05太阳质量的重元素，这表明中子星合并在宇宙的r-过程核合成中发挥了作用。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Impact of weak interactions of free nucleons on the r-process in dynamical ejecta from neutron-star mergers
本文研究了自由核子的β相互作用及其对中子星合并（BNSMs）的电子分数（Y_e）和r过程核合成的影响。为此，我们采用相对论BNSM模型的轨迹来代表我们的参数研究中的密度-温度演化。在高密度环境中，正电子俘获降低了流体动力学模拟预测的高温下的中子丰度。规避建模的三维中微子运输的复杂性，（反）中微子捕获参数化规定的中微子光度和平均能量，指导发表的结果，并假定为常数的时间。中微子过程敏感地依赖于所采用的中微子-反中微子光度比，使Y_e增加到0.25 ~ 0.40之间，仍然允许一个与观测到的太阳丰度分布相一致的成功的r-过程，以及一个由r-过程核组成的相当大比例的喷出物。如果电子中微子的亮度和平均能量与反中微子的性质相比相对较大，则平均Y_e可能达到>0.40，中微子俘获严重影响r过程的成功。在这种情况下，r-丰度仍然与太阳分布相容，但喷射的r-物质的总量减少到几个百分点，因为铁峰元素的产生是有利的。适当的中微子物理，特别是中微子吸收，必须包括在BNSM模拟之前，可以得出最终的结论，在这种环境中的r-处理和有关的观测结果，如千新星，其峰值亮度和色温是敏感的成分依赖的不透明度的喷出物。
2015-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Dynamical mass ejection from the merger of asymmetric binary neutron stars: Radiation-hydrodynamics study in general relativity
在数值相对论中，我们对非对称双中子星合并进行了中微子辐射-流体动力学模拟。中子星是由软和适度刚性有限温度状态方程（EOS）。我们发现，动态喷出物的总质量，中子丰度分布，和特定的熵分布等属性依赖于一个独特的方式在一个给定的EOS的二元系统的质量比。对于软物态方程（SFHo），质量比对喷出物总质量的影响很小，但喷出物的平均每重子电子数（$Y_e$）和比熵（$s$）随质量不对称程度的增加而显著减小.对于刚性状态方程（DD 2），随着质量不对称程度的增加，喷出物总质量显著增加，而$Y_e$和$s$的平均值则适度减小。我们再次发现，只有软EOS（SFHo），总喷出物质量超过$0.01M_\odot$的质量比在本文中选择无关。喷出物具有各种不同的电子数，其平均值约在$Y_e \sim 0.2$和$\sim 0.3$之间，与所采用的状态方程无关，这非常适合r过程重元素（第二和第三峰）的产生，尽管其平均值随着质量不对称程度的增加而减小。
2016-03-07 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
