Surrogate light curve models for kilonovae with comprehensive wind ejecta outflows and parameter estimation for AT2017gfo
Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
针对中子星合并千新星喷射物性质与引力波推断的矛盾，构建四参数二维各向异性模拟的替代光变曲线模型，并对AT2017gfo进行参数估计，缓解差异并揭示建模不确定性影响。
2023-03-13 astro-ph.HE
Impact of in situ nuclear networks and atomic opacities on neutron star merger ejecta dynamics, nucleosynthesis, and kilonovae
Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）；Università di Trento（特伦托大学）；INFN-TIFPA, Trento Institute for Fundamental Physics and Applications（意大利国家核物理研究所-特伦托基础物理与应用研究所）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
研究中性核网络和原子不透明度对中子星并合喷流动力学、核合成及千新星的影响，通过辐射-流体动力学模拟探讨核燃烧和原子不透明度的不同处理方式。
2026-04-01 astro-ph.HE
Composition Effects on Kilonova Spectra and Light Curves: I
中子星双星的合并被认为会向宇宙中喷射大量的重元素。通过观察这种喷出物的排放，科学家可以探测喷出物的性质（质量，速度和成分分布）。排放（A.K.A.）kilonova）是由在合并中产生的重同位素的放射性衰变提供动力的，并且这种发射被原子不透明度再处理为光学和红外波长。了解喷出物的性质需要计算这种排放对这些不透明度的依赖性。镧系不透明物中的光学和红外线中的强线已被证明可以显着改变这些波长带中的光变曲线和光谱，认为这些波长中的发射可以探测该喷出物的成分。在这里，我们研究不同的个别镧系元素（和锕系元素铀）在喷出物中的浓度在千诺瓦排放的变化。广泛的镧系元素谱线使得难以确定单个镧系元素的精确分数。Nd是个例外。它的不透明度超过1微米，高于其他镧系元素，对千诺瓦的观测可能会探测到Nd丰度的增加。同样，在早期，当喷出物仍然很热（第一天），U不透明度在0.2-1微米波长范围内很强，kilonova观测也可能能够限制这些丰度。
2019-04-30 astro-ph.HE
Light curves and polarizations of gravitationally lensed kilonovae
通常认为千新星是由双中子星或黑洞和中子星合并的喷出物产生的。自由中子可能保留在喷出物的最外层，通过$β$衰变产生一种前体。在千新星向观测者传播的过程中，其中一小部分可能会被前景物体引力透镜化。在本文中，三个镜头模型，即，本文采用点质量模型、奇异等温球（SIS）模型和Chang-Refsdal模型研究了引力透镜kilonovae的光变曲线和偏振。我们发现，如果两个图像之间的时间延迟超过SIS模型中透镜质量$\sim 10^{10}~M_\odot$的喷出物加热时间尺度，则在光变曲线中将产生微小的凹凸状信号，并且在所有情况下总光度都将被放大。在大多数情况下，透镜kilonovae的偏振显着增强。未来对透镜kilonovae的探测将对喷出物的形态施加限制，并有助于确定紧凑物体合并的性质和寻找强引力透镜。
2023-01-18 astro-ph.HE
Inferring neutron star merger ejecta morphologies with kilonovae
本研究利用SuperNu辐射转移模拟网格，结合Vera Rubin和JWST观测策略，发现仅光学观测无法区分中子星并合抛射物形态，需后期中红外数据；模型比较显示SuperNu略优于POSSIS。
2025-05-22 astro-ph.HE
Interpolating Detailed Simulations of Kilonovae: Adaptive Learning and Parameter Inference Applications
千新星的详细辐射转移模拟很难直接应用于观测;它们只粗略地涵盖了模拟参数，如喷出物的质量、速度、形态和成分。另一方面，千诺瓦的半分析模型可以通过模型参数连续评估，但忽略了模拟中未包含的重要物理细节，从而引入了系统偏差。从覆盖广泛的喷出物属性的kilonova光变曲线的二维各向异性模拟网格开始，我们应用自适应学习技术来迭代地选择新的模拟，并为这些模拟生成高保真度的代理模型。这些替代模型允许跨模型参数进行连续评估，同时保留有关喷出物的微物理细节。使用一个新的代码多信使推断，我们演示了如何使用我们的插值模型来推断kilonova参数。与使用简化解析模型的推论相比，我们恢复了不同的喷出物属性。我们讨论了这种分析的影响，这是定性一致的类似以前的工作，使用详细的喷出物不透明度计算，并说明了系统的挑战kilonova建模。相关的数据和代码版本提供了我们的插值光曲线模型，插值实现，可用于重现我们的工作或扩展到新的模型，以及我们的多信使参数推理引擎。
2022-07-19 astro-ph.HE
Radioactive Heating and Late Time Kilonova Light Curves
紧凑的物体合并可以产生一个热电磁对应物（“千诺瓦”），由新合成的放射性同位素衰变提供动力。kilonova光变曲线的亮度取决于β衰变电子在喷出物中热化的效率。在这里，我们推导出一个简单的分析解决方案热化计算电子如何积累在喷出物和失去能量的热量和通过等离子体损失。我们发现随时间变化的热化效率可以用$f(t) \approx (1 + t/t_e)^{-n}$来描述，其中$n \approx 1$和时间尺度$t_e$是喷出物质量和速度的函数.对于具有放射性功率$\dot{Q} \propto t^{-4/3}$的r过程同位素的统计分布，后期千诺瓦光度渐近线到$L \propto t^{-7/3}$，并且超线性地依赖于喷出物质量$L \propto M^{5/3}$。如果一个kilonova是由一个单一的主导同位素供电，我们表明，后期的光度可以大大偏离基本的指数衰减，并最终变得比瞬时放射性更亮，由于被困电子的积累。应用到与引力波源GW 170817相关的kilonova，这些结果意味着在$\gtrsim 7$天观测到的光变曲线可能变陡与热化效应无关，而是可能标志着喷出物中高不透明度成分的不透明性的开始。分析结果应便于估计所观察到的kilonovae的属性和评估未来事件的潜在后期可探测性。
2018-07-09 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
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
Impact of Ejecta Temperature and Mass on the Strength of Heavy Element Signatures in Kilonovae
本研究通过辐射转移模拟探究千新星抛射物温度与元素质量对光谱的影响，发现参数空间中存在元素谱线显著的“共振岛”，四种r过程元素的共振岛较强，为千新星重元素观测提供参考。
2024-05-17 astro-ph.HE
Polarization of kilonova emission from a black hole-neutron star merger
该研究扩展偏振研究至黑洞-中子星并合千新星，发现若自由中子存活于最快抛射物中，初期偏振度可达3%，可约束抛射物形态与组成。
2019-05-24 astro-ph.HE
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
Spectra and Ionization Efficiencies of Charged Decay Particles in Kilonova Ejecta
Institute for Theoretical Physics, Utrecht University（乌得勒支大学理论物理研究所）；Research Center for the Early Universe (RESCEU), Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究系早期宇宙研究中心）；Department of Astronomy, Kyoto University（京都大学天文学系）
本文自洽计算了α粒子、β衰变电子和裂变碎片在膨胀千新星抛射物中的电离截面、阻止本领、热化历史和能谱，发现不同衰变通道和靶物质中每离子对所需功高度相似，表明晚期千新星抛射物的电离状态对主导放射性衰变通道的依赖性很弱。
2026-10-30 astro-ph.HE
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
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
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
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
Inferring kilonova ejecta photospheric properties from early blackbody spectra
本文提出解析修正方法，以校正早期千新星黑体拟合中相对论效应导致的速度和温度高估（可达50%），应用于AT2017gfo和GRB211211A后偏差降至10%以内，影响重元素形成推断。
2025-07-09 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
Element formation in radiation-hydrodynamics simulations of kilonovae
本文首次在二维逐射线辐射流体力学模拟中在线耦合核反应网络，研究双中子星并合抛射物的r过程核合成，揭示忽略辐射流体力学演化会导致元素丰度偏差高达一个数量级，并证明在线核网络可提高千新星预测可靠性。
2024-10-03 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
Long-Term Simulations of Dynamical Ejecta: Homologous Expansion and Kilonova Properties
精确的数值相对论模拟对于研究中子星双星系统的丰富唯象是必不可少的。在这项工作中，我们专注于在合并过程中动态喷射的材料和它产生的kilonova瞬态。通常情况下，辐射转移模拟从喷出物的千诺瓦光变曲线作出同系膨胀的假设，但这个条件可能并不总是在通常很短的数值相对论模拟结束时满足。在这篇文章中，我们调整BAM代码的基础设施，使更长的模拟的动态喷出物的目的是调查时，同源膨胀的条件得到满足。事实上，我们观察到，在合并后大约100 ms，与完美同源扩展的偏差约为30%。为了确定这些偏差可能会影响计算的kilonova光变曲线，我们提取不同的参考时间的喷出物数据，并使用它们作为输入的辐射转移模拟。我们的研究结果表明，提取时间晚于合并后80毫秒的光变曲线偏离小于0.4等，并与数值噪声基本一致。因此，偏离同系膨胀的动态喷出物的组成部分是可以忽略不计的kilonova建模的目的。
2022-08-31 astro-ph.HE gr-qc
Exploring Composition Mixing in Kilonova Ejecta with Ray-by-ray Simulations
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）；Università di Trento（特伦托大学）；INFN-TIFPA, Trento Institute for Fundamental Physics and Applications（意大利国家核物理研究所-特伦托基础物理与应用研究所）
本文通过逐射线辐射-流体动力学模拟研究千新星喷流中的成分混合，发现混合对重元素产率影响微弱，主要因喷流初始均匀的中子分布。
2026-04-02 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
AT2017gfo: Bayesian inference and model selection of multi-component kilonovae and constraints on the neutron star equation of state
2017年8月17日观测到的二元中子星合并产生的引力波GW 170817、短$γ$射线爆发GRB 170817 A和千诺瓦AT 2017 gfo的联合探测是多信使天文学的里程碑，并提供了新的约束对中子星状态方程。我们执行贝叶斯推断和模型选择上使用半分析，多组分模型，也占非球形喷出物。观测数据有利于各向异性的几何形状，球对称的配置文件，与对数贝叶斯的因子${\sim}10^{4}$，有利于多组分模型对单组分的。最适合的模型是一个各向异性的三个组成部分的动力喷出物加上中微子和粘性风。使用从最佳拟合模型和连接喷出物属性的二进制属性的数值相对论关系推断的动力喷出物参数，我们约束的二进制质量比$q<1.54$和约化潮汐参数$120<\tildeΛ<1110$。最后，我们结合AT 2017 gfo和GW 170817的预测，将$1.4~{\rm M}_\odot$的中子星的半径限制在$12.2\pm0.5~{\rm km}$（$1σ$水平）。这种预测可以进一步加强，通过改进kilonova模型的数值相关性信息。
2021-05-04 astro-ph.HE
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
Modeling kilonova afterglows: Effects of the thermal electron population and interaction with GRB outflows
由于伴随着潜在的千诺瓦的伽马射线暴越来越多，对千诺瓦余辉的建模越来越重要。在这项工作中，我们研究了两个电子人口的存在下，遵循麦克斯韦（热）和幂律（非热）分布影响kilonova余辉光曲线。采用半解析余辉模型$\texttt{PyBlastAfterglow}$。我们认为kilonova喷出物配置文件从头算数值相对论二进制中子星合并模拟，针对GW170817。我们不进行模型选择。我们发现，从热电子的发射占主导地位，在早期。如果星际介质密度很高（${\simeq}0.1\,\ccm$），它会在光变曲线上增加一个早期的峰值。作为喷出物减速的光谱和时间指数的变化，如果观察到的特征的方式，可以用来重建喷出物的速度分布。对于低星际介质密度，推断为GRB 170817 A，从非热电子人口的排放一般占主导地位。我们还评估了如何kilonova余辉光变曲线的变化，如果星际介质已被部分删除和预加速的横向扩展伽马射线暴喷出物。我们发现，主要的效果是在早期的${\lesssim}10^{3}\,$天的发射抑制，并在其最大值达到${\sim}40\%$时，千诺瓦喷出物的快速尾部亚音速移动通过横向传播的伽马射线暴喷出物的尾流。当这些喷出物突破并形成激波时，随后的再亮是非常温和的（${\lesssim}10\%$），可能无法观察到。
2023-01-13 astro-ph.HE gr-qc
Ejecta-circumstellar medium interaction in high-density environment contribution to kilonova emission: Application to GRB 191019A
本文研究了高密度环境中抛射物-星周介质相互作用对千新星辐射的理论贡献，并将其应用于GRB 191019A，发现该相互作用在晚期占主导，但宿主星系亮度阻碍了观测识别。
2024-02-20 astro-ph.HE hep-ph
Subsequent Nonthermal Emission due to the Kilonova Ejecta in GW 170817
通过紫外线、光学和红外线观测，确认了合并双星中子星GW 170817喷出的物质是千诺瓦。这一事件提供了一个独特的机会，调查在温和的相对论冲击波传播的环双星介质中的粒子加速。本文用含时方法模拟了由千诺瓦喷出物引起的冲击波加速的电子的非热辐射。在模拟中的喷出物的初始速度和质量是从GW 170817中的kilonova观测中获得的。如果环境密度足够高（$\geq 10^{-2}~\mbox{cm}^{-3}$），无线电、光学/红外和X射线信号将在几年内被探测到，尽管离轴短伽马射线暴模型，解释了合并后$\sim 10$天探测到的X射线/无线电对应物，意味着低环境密度。我们还证明，额外的低质量（$\sim 10^{-5} M_\odot$）组件的速度为$0.5 c$- $0.8 c$可以重现早期的X射线/无线电对应。这种替代模型允许一个有利的高密度，以检测由于千诺瓦喷出物的非热发射。即使对于像$\sim 10^{-3}~\mbox{cm}^{-3}$这样的低环境密度，根据电子加速的微观参数，我们可以预期在几年内$\sim 0.1$ mJy的射电通量增长。
2018-01-05 astro-ph.HE gr-qc
Inclination Dependence of Kilonova Light Curves from Globally Aspherical Geometries
两颗中子星（NS）或一颗中子星和一个黑洞（BH）的合并产生了一个被称为千诺瓦的放射性动力瞬变，第一次观察到伴随着引力波事件GW 170817。虽然千新星经常被模拟成球对称，但动态喷出物和盘流出物可能相当不对称。我们使用蒙特卡罗辐射转移计算来研究具有全局轴对称几何形状（如椭球和圆环）的千新星的光变曲线。我们发现，在这些模型中的光度的变化是最明显的早期，并减少，直到光变曲线成为各向同性的后期光学薄相。光曲线形状和峰值时间不会因全局不对称性而显着改变。我们表明，沿视线的投影表面积捕获的主要几何效应，并使用这一事实提供一个简单的分析估计的非球面喷出物的方向依赖的光变曲线。对于伴随GW 170817的kilonova，考虑到轴比$2$（$1/2$）的扁（长）椭球体的不对称性，与球形情况相比，推断的喷出物质量会减少（增加）$\sim 40 \%$。对于某些NS-BH合并所预期的更极端的不对称性，极-赤道取向效应预计将显著更大（因子$\sim 5 - 10$）。
2021-03-16 astro-ph.HE
What we can learn about compact binary mergers from their kilonova signals?
本文通过GR MHD模拟中微子驱动的盘风，研究致密双星并合的千新星信号特征，以区分黑洞-中子星与双中子星并合，并探讨其对短GRB前身星系统本质的理解。
2024-03-22 astro-ph.HE
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
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 impact of binary neutron star outflow mass models on kilonova parameter estimation
本研究通过端到端分析评估了不同双中子星抛射物质量模型对千新星参数估计的影响，发现使用单一模型在非等质量等区域易产生偏差，且千新星参数简并性与引力波观测正交，凸显了改进模型的必要性。
2025-04-04 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
Impact of Pulsar and Fallback Sources on Multifrequency Kilonova Models
我们探讨了脉冲星电磁偶极子和回退吸积辐射对一组kilonova模型光度的影响。脉冲星模型是不同的脉冲星磁场强度，脉冲星寿命，喷出物的质量，和元素丰度;回退模型是不同的回退吸积率和喷出物的质量。对于丰度，我们使用Fe和Nd分别作为风和动力喷出物的代表。我们模拟辐射转移在喷出物中的一维球形或二维圆柱空间几何形状。对于1D模拟的网格，Nd的质量分数为0、$10^{-4}$或$10^{-3}$，其余为Fe。我们的模型适合AT 2017 gfo（与引力波中发现的第一颗中子星合并相关的千诺瓦，GW 170817）的热光度，但不能同时适合B，V和I的时间演化。然而，我们发现，在B和V星等的演变趋势是更好地匹配的回落模型相对于脉冲星模型，这意味着剩余源的时间依赖性影响的颜色演变。在我们可以用残余源描述AT 2017 gfo之前，需要进一步探索参数空间和模型缺陷。
2019-05-31 astro-ph.HE
Compact binary merger and kilonova: outflows from remnant disc
从致密双星合并后的残留盘中发射出的外流对千诺瓦辐射可能有重要贡献。本文通过数值计算研究了吸积流和外流的结构。通过在超吸积盘中引入有限能量平流，由于粘性加热与平流和辐射冷却之和之间的不平衡，吸积流自然地发生流出。根据这种精神，我们重新审视合并流出喷出物的属性。我们的研究结果表明，大约$10^{-3} \sim 10^{-1} M_\odot$的光盘质量可以推出强大的外流。未结合质量的量随圆盘质量和粘度而变化。流出贡献的峰值亮度约为$10^{40} \sim 10^{41}$ erg/s。这种情况可以解释观测到的与短伽马射线暴相关的千诺瓦，包括最近的事件AT 2017 gfo（GW 170817）。
2018-01-29 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
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
Magnetic field effects on nucleosynthesis and kilonovae from neutron star merger remnants
本文研究了超大质量中子星（HMNS）的参数化磁场配置对电磁（EM）观测值的影响，特别是对Kilonova光变曲线和核合成产额的影响。我们进行了三维（3D）动态时空广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟，包括中微子泄漏方案、微物理有限温度状态方程（EOS）和初始极向磁场。我们发现，不同的磁场强度和衰减的影响形成磁化风或温和的相对论射流，这反过来又有深远的影响的外流性质。所有的演化配置崩溃到一个黑洞（BH）$\sim 21-23$ ms后开始的模拟，但是，那些形成喷流可能是相当有效地传输角动量的系统，导致在早期的崩溃时间。较大的质量喷射率和径向速度的未结合的材料破坏系统，形成射流。在不同的磁场参数下，Kilonovae和$r$过程产额的辐射热光变曲线有很大的变化。我们的结论是，磁场强度和衰减的外流性质和电磁可观测量具有强大的影响。这可能是特别重要的，因为我们的模拟（$\simeq 10^{-3}\;M_{\odot}$）的总喷出物质量使HMNS的喷出物通过$r$ -过程元素的放射性衰变成为kilonova的动力来源。
2022-08-10 astro-ph.HE
Constraining inputs to realistic kilonova simulations through comparison to observed $r$-process abundances
本研究将千新星辐射转移模拟的元素组成与太阳系 r 过程丰度对比，发现特定 FRDM2012/FRLDM 动力学与风抛射物组合及质量比可同时最佳匹配 AT2017gfo 光变曲线和太阳丰度。
2023-06-04 astro-ph.HE
Uniform Modeling of Observed Kilonovae: Implications for Diversity and the Progenitors of Merger-Driven Long Gamma-Ray Bursts
本文对八个千新星进行统一建模，发现长暴千新星红色抛射物质量更高，暗示其前身星可能是不对称致密天体双星，并验证了 Rubin 和 Roman 巡天对近邻千新星的约束能力。
2024-11-25 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
$r$-process Nucleosynthesis and Kilonovae from Hypermassive Neutron Star Remnants
基于对超大质量中子星（HMNS）残骸的三维广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟，研究了由双中子星（BNS）合并引起的$r$过程核合成和千诺瓦辐射.模拟包括一个微物理有限温度状态方程（EOS）和中微子发射和吸收的影响，通过泄漏计划。我们使用拉格朗日示踪粒子跟踪喷出物的热力学性质，并使用核反应网络$\texttt{SkyNet}$确定其组成。我们调查的影响，中微子上的核合成产率通过改变中微子光度在后处理过程中。喷出物的电子分数$Y_e$显示出广泛的分布，峰值在$\sim$ 0.25-0.4之间，这取决于所采用的中微子光度。我们发现，由此产生的$r$过程的丰度模式不同于太阳能，没有显着的生产材料超出第二个$r$过程峰值时，使用光度记录的示踪粒子。我们还映射的HMNS流出的辐射流体动力学代码$\texttt{SNEC}$和预测的辐射光度的演变，以及宽带光变曲线的千诺瓦。辐射热光变曲线在一天的时间尺度上达到峰值，最亮的辐射出现在红外波段。这是第一次直接计算的$r$过程产量和kilonova信号预期从HMNS风的基础上三维GRMHD模拟。对于寿命较长的残留物，这些风可能是产生千诺瓦排放的主要喷出物成分。
2021-12-01 astro-ph.HE
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
Kilonova rates from spherical and axisymmetrical models
双中子星并合事件的热辐射观测是一项具有挑战性的任务，因为观测到的热辐射通量衰减很快。为了创建一个有效的观察策略，他们的观察方法，它是至关重要的是要知道他们的内在率。不幸的是，目前存在的许多模型在不同的范围内预测这一比率。因此，我们在本文中的目标是调查不同水平的近似相对速率预测的效果。此外，我们研究了不同的喷出物质量布局的光变曲线上的效果。我们发现，预期kilonova检测的球形轴对称模型的比例是6：1（或2：1，取决于我们的工作中应用的输入参数集）。然而，光变曲线的形状只是轻微地受到各种喷出物排列的影响。这意味着不同的喷出物布局可以产生具有相似形状的光变曲线，这使得推断物质流出的结构成为一项具有挑战性的任务。因此，我们的结论是，在速率预测所产生的各种喷出物质量分布模型的不确定性是可以忽略不计的错误相比，在其他输入参数（如二进制中子星合并率）。此外，我们表明，中等红移（z < 0.2）的红移分布类型（观察到的或均匀的体积）不影响预期的相对速率估计。
2020-10-15 astro-ph.HE
Free Neutron Decay in Kilonova Ejecta: X-ray/UV Flashes with Non-Thermal Effects
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；University of Oxford（牛津大学）
本研究利用Sedona辐射转移模拟，预测自由中子衰变在千新星抛射物中产生的早期X射线/紫外/光学辐射，发现其SED从X射线迅速转变为远紫外/近紫外峰值，且远紫外/近紫外波段可区分小至10^-7 M_⊙的自由中子抛射物，凸显了UVEX和ULTRASAT等紫外任务的重要性。
2026-09-10 astro-ph.HE
Kilonova ejecta opacity inferred from new large-scale HFR atomic calculations in all elements between Ca (Z = 20) and Lr (Z = 103)
本研究利用伪相对论HFR方法计算了Ca至Lr所有重元素的原子数据与不透明度，发现镧系元素并非平均不透明度的主要来源，并强调了在膨胀不透明度确定中直接考虑抛射物成分的重要性。
2024-12-21 astro-ph.HE
Late-time radio observations of the short GRB200522A: constraints on the magnetar model
GRB 200522 A是一个红移为$z$ =0.554的短持续时间伽马射线暴（GRB），具有明亮的红外对应物。对观测到的辐射的一种可能的解释是，由一颗快速旋转和高度磁化的中子星（被称为磁星）提供动力的发光千诺瓦的开始。一个明亮的射电耀斑，从千诺瓦喷出物与周围介质的相互作用所产生的，是这个模型的预测。虽然现有的数据集仍然可以进行多种解释（例如余辉，r-过程kilonova，磁星动力kilonova），但对这种爆发的长期无线电监测可能是区分模型的关键。我们提出了我们的晚期上限的无线电发射的GRB 200522 A，进行了卡尔G。Jansky超大型阵列在爆发后288天。对于具有能量$E_{\rm ej} \approx 10^{53} \rm erg$的千诺瓦喷出物，正如对长寿命磁星遗迹的预期，我们已经可以排除喷出物质量$M_{\rm ej} \lesssim0.03 \mathrm{M}_\odot$的最可能环爆密度范围$n\gtrsim 10^{-3}$ cm $^{-3}$。对合并后3-10年的$\approx$时间尺度的观测将探测到$M_{\rm ej} \sim 0.1 \mathrm{M}_\odot$的更大的喷出物质量，为磁星情景提供了一个强大的测试。
2021-05-04 astro-ph.HE
Actinide signatures in low electron fraction kilonova ejecta
本文通过SUMO NLTE辐射转移模拟三个$Y_e=0.15$的富中子并合抛射物模型，研究千新星中锕系元素的光谱特征，发现锕系元素含量显著影响光谱和光变曲线，并提出双电离Ac和Th可作为锕系元素存在的关键光谱指示物。
2025-01-06 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
Neutron Star-White Dwarf Merger as One Possible Optional Source of Kilonova-like Emission: Implications for GRB 211211A
针对无成协超新星却有类千新星信号的长暴 GRB 211211A，本文用 SkyNet 模拟 NS-WD 并合核合成及其辐射，发现仅当遗迹为超大质量或稳定磁星时才可解释早期千新星。
2025-07-25 astro-ph.HE
Actinide opacities for modeling the spectra and light curves of kilonovae
我们扩展了先前镧系元素不透明度的从头计算（Fontes等人，2020，MNRAS，493，4143），以包括一套完整的锕系元素不透明度，用于对kilonova光变曲线和光谱进行建模。详细的，精细结构的线功能生成使用的配置相互作用的方法。这些锕系不透明度显示类似的趋势，观察到的镧系不透明度，如较轻的锕系元素产生较高的不透明度比较重的动态喷出物的相关条件。一个线分仓的处理，预先计算的不透明度表的14个锕系元素$(89 \le Z \le 102)$在一个网格的相关温度和密度。这些表格式的不透明度将公开提供给kilonova建模中的一般使用。我们证明了这些不透明度在kilonova模拟探索光变曲线和光谱的灵敏度不同的锕系元素丰度分布预测不同的核理论，以及不同的选择喷出物的质量和速度的有用性。我们发现非常小的敏感性，这两个考虑的分布，表明不透明的锕系元素与$Z \ge 99$没有强烈的贡献。另一方面，一个单一的锕系元素，protactinium，被发现产生微弱的光谱特征，在远红外线在较晚的时候（合并后5-7天）。更一般地说，我们发现，喷出物的质量和速度的选择有最显着的影响KN排放本研究。
2022-09-26 astro-ph.HE
Constraining the ejecta for the nonthermal emission from GW170817
我们考虑一个简单的模型，从GW 170817的非热辐射，其中一个准球形喷出物被释放的合并事件，与动能分布的动量为$E(>γβ)\propto(γβ)^{-k}$。喷出物驱动冲击波进入介质并产生同步辐射。使用多波段观测，我们约束$k\approx6.7$ ;（假设中等密度的$\sim10^{-2}\rm cm^{-3}$和激波后磁场携带激波后内能的一部分$10^{-5}-10^{-3}$）总动能为$(0.3-5)\times10^{51}$ erg;最慢的喷出物速度为$\sim(0.7-0.8)c$ ;最快的喷出物具有洛伦兹因子$\sim4-7$。我们的结论是，次相对论动力学喷出物负责的千诺瓦不能产生的非热辐射。非热和热kilonova排放的共存意味着两个相应的喷出物在不同的角度喷出。
2018-06-28 astro-ph.HE
