Pre-merger sky localization of gravitational waves from binary neutron star mergers using deep learning
本文提出用深度学习模型CBC-SkyNet在BNS并合前0至60秒推断引力波天空位置后验，定位面积与BAYESTAR相当且速度远快于MCMC，可支持前兆电磁辐射跟踪。
2023-12-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Low evidence for ringdown overtone in GW150914 when marginalizing over time and sky location uncertainty
针对GW150914铃振泛音探测的争议，本研究对并合时间和天区位置不确定性完全边缘化后开展并合后QNM分析，发现泛音存在证据弱（贝叶斯因子仅1.10±0.03），无法明确探测到(2,2,1)模式。
2024-10-07 astro-ph.HE gr-qc
Beyond the far side: Observing black hole mergers beyond the pair-instability mass gap with next-generation gravitational wave detectors
本研究提出利用下一代地基引力波探测器观测贫金属环境中第三星族星产生的间隙外重黑洞并合，以约束对不稳定性质量间隙上端位置，并量化其在渠道污染下仍可达约4%的测量精度。
2024-01-23 astro-ph.HE gr-qc
A synthetic model of the gravitational wave background from evolving binary compact objects
从各种天体物理学来源模拟随机引力波背景是一个关键目标，因为即将进行的观测与地面和空间为基础的引力波天文台，如先进的LIGO，VIRGO，eLISA和PTA。我们开发了一个合成模型框架，遵循天体物理学背景下的单个和二进制紧凑对象的演变。我们描述了双星的形成和合并速率，它们的轨道参数随时间的演化和发射的引力波在双星演化的不同阶段的频谱。我们的方法是模块化的，使我们能够测试和约束模型的不同成分，包括恒星演化，黑洞形成的情况和二元系统的属性。我们使用这个框架的背景下，一个特别好的动机天体物理设置计算的引力波背景的几种类型的来源，包括吸气恒星质量的双黑洞，没有合并在哈勃时间。我们发现，这个信号，虽然很弱，有一个特征的形状，可以帮助约束的方式互补的合并事件的背景观测的二元黑洞的属性。我们讨论了我们的框架在其他引力波源，如超大质量黑洞的背景下可能的应用。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
High-Redshift Merger Model for Low-Frequency Gravitational Wave Background
针对PTA探测到的GWB强度异常，提出纳入早期大质量高红移星系的“早期并合”模型，预测首个可探测单源有约30%概率为高红移大质量快速演化双星，为星系与SMBH演化提供新见解。
2024-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
WFST Follow-up of S251112cm: Searching for an Optical Counterpart to a Subsolar-mass Compact-binary Merger Candidate
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Guizhou University（贵州大学）
利用WFST和DECam对亚太阳质量致密双星并合候选体S251112cm进行光学对应体搜寻，排除了快速千新星起源，并对快速光学暂现源给出了迄今最强的光学约束。
2026-10-28 astro-ph.HE
Evolution of the Black Hole Mass Function in Star Clusters from Multiple Mergers
研究了星团中黑洞合并对黑洞质量函数的影响。由于黑洞不是在对不稳定超新星中产生的，因此建议缺乏高质量恒星黑洞。这种缺乏在黑洞质量函数的上端产生了一个缺口。同时，X射线双星的参数拟合表明，在5个太阳质量以下的质量函数中存在一个缺口。我们表明，通过不断发展的凝聚方程，黑洞合并可以明显地填补上的质量差距，和较低的质量差距产生潜在的可观察到的功能，在更大的质量尺度。我们还探讨了在这样的系统中的喷射的重要性，以及动态集群是否可以形成中等质量的黑洞种子的网站。
2018-04-19 astro-ph.HE gr-qc
The Very Early Soft X-ray Plateau of GRB 230307A: Signature of an Evolving Radiative Efficiency in Magnetar Wind Dissipation?
本文研究 GRB 230307A 极早期软 X 射线平台，提出磁星风内部渐进磁耗散模型，通过辐射效率随时间演化成功拟合观测数据，表明 X 射线平台可指示磁星存在。
2024-02-16 astro-ph.HE
Gravitational Wave Phase Shifts in Eccentric Black Hole Mergers as a Probe of Dynamical Formation Environments
本研究首次量化三体系统动力学形成的偏心双黑洞并合的引力波相移，提出数值方法与普适解析表达式，指出该相移可用于探测双黑洞并合的动力学形成环境。
2024-03-08 astro-ph.HE gr-qc
Cosmology with Binary Neutron Stars: Does Mass-Redshift Correlation Matter?
本研究使用COMPAS代码生成双中子星并合星表，探究假设BNS质量分布不随红移演化对宇宙学参数推断的影响，发现其偏差极小，证实BNS是下一代引力波探测器时代光谱警笛宇宙学的理想候选者。
2025-05-28 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Kilonova and Optical Afterglow from Binary Neutron Star Mergers. I. Luminosity Function and Color Evolution
在本系列的第一个工作中，我们采用了一个类似于GW 170817的，视角相关的kilonova模型和标准余辉模型，并根据宇宙学短伽马射线暴余辉的性质，采用光变曲线分布来模拟双星中子星合并的kilonova和光学余辉的光度函数和颜色演化。{We发现$\sim10\%$的余辉在峰值时刻比相关的kilonovae更亮，其中大部分在轴或近轴。这些kilonovae将被相关的余辉发射严重污染。只有在$\sinθ_{\rm v}\gtrsim 0.20$的大视角下，大多数BNS合并的EM信号将是千诺瓦主导的，并且在合并后的第二天，在$\sim5-10$处可能出现一些离轴余辉。在亮度比$\sim23-24$ \，mag暗的情况下，根据它们的光度函数，余辉的数目远大于千新星的余辉数目。由于本调查项目的搜索深度为$<22$ \，mag，因此通过偶然观测发现的余辉事件数量将远高于kilonova事件，与当前观测结果一致。{For可预见的勘测项目（例如，Mephisto，WFST，LSST），其搜索深度可达$\gtrsim23-24$ \，mag，千新星的探测率可与余辉的探测率具有相同的数量级。我们还发现，它可能是难以使用的衰落率在一个单一的频段，以直接识别kilonovae和余辉之间的各种快速发展的瞬态偶然调查。然而，光学和红外波段之间的颜色演变可以识别它们，因为它们的颜色演变模式与其他快速演变的瞬态相…
2022-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electromagnetic Signatures of Neutron Star Mergers in the Advanced LIGO Era
包含中子星和恒星质量黑洞的双星合并是未来几年内由干涉仪Advanced LIGO和Virgo直接探测引力波的最有希望的来源。同时探测到这些事件的电磁辐射将大大提高这些发现的科学回报。本文综述了中子星双星合并过程中不同阶段电磁信号和多波长电磁信号的模拟研究现状。我们专注于这些观测提供了最灵敏的诊断合并物理和贡献的快速中子捕获（$r$ -过程）在银河系中的元素的合成。我们还概述了这一快速发展的领域的观测和理论方面的预期未来发展。
2015-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Mass and tidal parameter extraction from gravitational waves of binary neutron stars mergers using deep learning
本文提出利用深度学习对双黑洞与双中子星并合引力波信号进行分类，并对双中子星并合模拟信号进行质量和潮汐形变参数回归，展示了深度学习作为传统方法高效替代方案在约束中子星状态方程中的潜力。
2024-01-15 astro-ph.HE
The case for a minute-long merger-driven gamma-ray burst from fast-cooling synchrotron emission
几十年来，伽马射线暴（GRB）被广泛地分为“长”和“短”持续时间的暴，持续时间分别大于或小于2秒。然而，这种二分法并不能完美地映射到已知产生伽马射线暴的两个祖先通道-紧凑物体的合并（合并伽马射线暴）或大质量恒星的坍缩（超新星伽马射线暴）。特别地，合并GRB群还可以包括具有短的、硬的$\lesssim$ 2s尖峰和随后的较长的、较软的扩展发射（EE）的爆发。最近在50年代持续时间的GRB 211211 A中发现了一个千诺瓦--中子星合并产生的重元素的放射性辉光--进一步证明合并可以驱动长而复杂的GRB，模仿Bracksar种群。在这里，我们提出了一个详细的时间和光谱分析的高能量辐射的GRB 211211 A。我们证明，发射具有纯粹的同步加速器起源，峰值和冷却频率都通过$γ$射线波段向下移动到X射线，并且快速演变的光谱在后期驱动EE特征。这种光谱演变的合并伽玛射线暴的识别开辟了途径的祖先类型的诊断。
2022-12-14 astro-ph.HE
Photometric prioritization of neutron star merger candidates
本文利用Zwicky Transient Facility Bright Transient Survey，基于g-r颜色与g、r波段流量变化率构建相空间，提出快速演化暂现源的测光筛选与优先级排序方法。
2023-11-08 astro-ph.HE
Neutron star - white dwarf mergers: Early evolution, physical properties, and outcomes
中子星（NS）-白矮星（WD）合并可能会引起可观测到的爆炸瞬态，但很少有人探索。我们使用2D耦合流体动力学热核FLASH代码模拟研究WD碎片磁盘形成的WD中断NS的演变。我们使用一个19元素的核网络和一个详细的状态方程来跟踪演化，并辅之以一个更大的125同位素核网络的后处理分析。我们考虑了广泛的初始条件，并研究了NS/WD质量（$1.4-2{\rm M_{\odot}}$ ; $\,{\rm 0.375-0.7\,M_{\odot}}$，分别），WD组合物（CO/He/混合He-CO）和吸积盘结构的结果的依赖性。我们发现，在磁盘中的粘性流入引起连续的风流出的主要是C/O材料与核燃烧产物混合所产生的弱爆轰发生在磁盘的内部区域。我们发现，这样的瞬变是能量弱（$10^{48}-10^{49}$尔格）相比，热核超新星（SNe），并占主导地位的（引力）吸积能量。尽管热核爆炸在我们所有的模拟中都发生得很强（除了He-WD），但它们只产生很少的能量（$(1-10\%$的动能）和$^{56}{\rm Ni}$喷出物（很少的$\times10^{-4}-10^{-3}{\rm M_{\odot}})$，总体喷出物质量较低的$\sim0.01-0.1{\rm M_{\odot}}$）。这样的爆炸可能会产生快速演变的瞬变，比常规的Ia型超新星要短得多，也要微弱得多。这种SNe的组成和人口统计学似乎与富钙…
2019-01-21 astro-ph.HE
Probing Hadron-quark Transition Through Binary Neutron Star Merger
本研究利用三种不同相变情景构建的物态方程，模拟双中子星并合的引力波信号，发现相变类型、位置等会显著影响引力波特征，为通过引力波探测致密核物质的强子-夸克相变提供了依据。
2025-03-24 astro-ph.HE hep-ph
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
Spacetime in motion: an evolving relativistic binary black hole metric for GIZMO
Università dell’Insubria（因苏布里亚大学）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰-比可卡分部）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测台）；Università degli Studi di Milano（米兰大学）；Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）
本文提出一种演化的相对论双黑洞度量用于GIZMO，以高效模拟双黑洞并合前的气体动力学，验证了相对论效应在吸积盘中的重要性。
2026-02-27 astro-ph.HE astro-ph.IM
Hierarchical mergers of stellar-mass black holes and their gravitational-wave signatures
我们回顾了理论发现，天体物理学建模，和目前的引力波证据的分级恒星质量黑洞合并。虽然LIGO和Virgo探测到的大多数紧凑的双星合并预计由恒星坍缩形成的第一代黑洞组成，但其他可能是第二代（或更高），包含以前黑洞合并的残余物。这样一个按等级组合的黑洞子群呈现出独特的引力波特征，即可能在对不稳定质量间隙内的更高质量，以及聚集在特征值$\sim$ 0.7处的无量纲自旋。为了产生层次合并，天体物理环境需要克服相对论反冲赋予黑洞合并残余物，一个条件，它更喜欢主机与逃逸速度$\gtrsim$ 100公里/秒。有希望的地方，为有效的生产分层合并包括核星团和吸积盘周围的活动星系核，虽然环境是不太有效地保留合并产品，如球状星团可能仍然有助于显着的重复合并的可检测的人口。虽然GW 190521是迄今为止最有希望的分层合并候选者，但来自大群体分析的限制变得越来越强大。
2021-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic Field Configurations in Binary Neutron Star Mergers I: Post-merger Remnant and Disk
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；Friedrich-Schiller-Universit¨at Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）
本文利用 GR-Athena++ 的 GRMHD 模拟，考察初始磁场、EOS、质量比及赤道反射对称性对双中子星并合后遗迹和吸积盘磁热演化的影响。
2026-09-25 astro-ph.HE gr-qc
First Multimessenger Observations of a Neutron Star Merger
我们描述的第一次观察同一天体与引力波和光。* GW 170817是第一次探测到中子星与引力波合并。* 在合并后1.7秒，探测到空间上一致的$γ$射线弱爆发（GRB 170817 A），这是第一次电磁探测到引力波源，并建立了至少一些宇宙短伽马射线暴（SGRB）和双星中子星合并之间的联系。* 一个快速演变的光学和近红外瞬变（AT 2017 gfo）与事件相关，可以解释为导致的喷射$\sim$ 0.05 M $_{\odot}$的材料丰富的r-过程元素，最终建立双中子星合并作为至少一个来源的r-过程核合成。* 无线电和X射线观测揭示了一个长期上升的源，在合并后160天达到峰值$\sim$。结合相关VLBI源的视超光速运动，这些观测结果表明，合并产生了一个相对论性结构喷流，其核心是定向$\approx$ 20度的视线和性质类似的SGRB。喷流结构可能是由于喷流与合并喷出物的相互作用而产生的。* 电磁波和引力波信息可以结合起来，产生对宇宙膨胀率和致密核物质状态方程的约束。这些多信使的努力将是未来工作的主要重点。
2020-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary neutron star merger offsets from their host galaxies. GW 170817 as a case study
本研究以 GW 170817/NGC 4993 为例，结合 Jeans 各向异性建模、BPASS 轨迹模拟和两种踢力处方，揭示宿主星系势强弱如何影响 BNS 并合偏移对踢力的约束能力。
2024-10-25 astro-ph.HE
Misaligned Spinning Binary Black Hole Mergers in Hot Magnetized Plasma
我们提出了广义相对论磁流体动力学模拟的等质量自旋黑洞二进制合并嵌入在磁化气体云。我们着重讨论了自旋相对于轨道角动量的取向对流体动力学、质量吸积率和坡印亭光度的影响。我们发现，在整个螺旋，气体吸积到个别黑洞集中成盘状的超密度，其角动量的方向朝向自旋轴，并持续到合并。我们确定准周期调制发生在质量吸积率的1- 20%的水平，平行于引力波啁啾演变。吸积率时间序列和引力应变之间的相似性是在吸入的黑洞附近强的、动态的引力场和磁场之间相互作用的结果。这一结果表明，在合并前的大质量双星吸积率的准周期性是不排除的环境中，黑洞嵌入在一个circumbinary吸积盘，并可以提供一个额外的有用的签名，电磁辐射同时低频引力波检测。
2022-05-04 astro-ph.HE gr-qc
Simulating the outcome of binary neutron star merger in common envelope jets supernovae
模拟了两颗中子星合并过程中，在红超巨星内部释放的能量对合并位置内部的红超巨星包层的影响。在三星共包络演化中，我们考虑了一个紧双星系统的两个NS螺旋-在RSG包络内，由于质量吸积和动力学摩擦，两个NS合并。我们在距离RSG中心25 Ro和50 Ro处沉积3e 50和1 e51 erg的合并爆炸能量，并使用三维流体动力学程序FLASH跟踪RSG包络在内部区域的演化。对于我们探索的参数，我们发现超过90%的RSG信封质量内部的合并网站保持绑定到RSG。经历CEE的NS很可能通过发射喷流的吸积盘吸积RSG包层质量。这些喷流为一个发光的瞬变事件提供了动力，这就是普通的包层喷流超新星（CEJSN）。合并过程增加了CEJSN的能量。我们的发现意味着合并产品，一个大规模的NS或BH，与信封的相互作用可以继续释放更多的能量，无论是进一步的螺旋和质量吸积的合并产品。大量的RSG信封可以迫使合并产品螺旋式进入RSG的核心，从而导致一个更有活力的CEJSN。
2021-10-04 astro-ph.HE
Jet Launching from Binary Neutron Star Mergers: Incorporating Neutrino Transport and Magnetic Fields
我们进行广义相对论，磁流体动力学（GRMHD）模拟合并的双中子星纳入中微子运输和磁场。我们新的中微子辐射输运模型采用了广义相对论截断矩（M1）形式主义。双星系统由两颗完全相同的无旋恒星组成，由SLy核物质状态方程（EOS）模拟。它们最初在准圆轨道上，并有一个从恒星内部延伸到外部的极向磁场，就像典型的双星一样。我们插入中微子合并后不久的过程，并专注于中微子的作用，在发射喷气机后的超大质量中子星（HMNS）的残余崩溃旋转黑洞（BH）。我们对待两个微物理版本：一个（“热身”）发展一个单一的中微子物种，只考虑带电电流的过程，和其他发展的三个物种$(ν_e, \barν_e, ν_{\rm x})$和相关的过程。我们跟踪的演变，直到系统达到一个准平衡状态后BH形成。我们发现，BH +磁盘残留最终推出一个初期射流。电磁波印廷光度为$\sim 10^{53} \rm \, erg\, s^{-1}$，与典型的短伽马射线暴（sGRB）一致。中微子冷却效应缩短了HMNS的寿命，并使引力波（GW）功率谱的主峰幅度有所降低。黑洞形成后，中微子帮助清理黑洞两极附近的物质，导致周围的碎片中重子含量较低。一旦达到准平衡，中微子的光度就在$\sim 10^{52-53} \rm \,erg\,s^{-1}$范围内。与无中微子模型相比，我们观察到中微子的包含产生类似的喷出物质量，并在携带额外的角动量是低效的。
2022-05-16 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational-wave tails and memory effect for mergers in astrophysical environments
本文研究天体物理环境对致密天体并合后引力波尾迹与线性记忆效应的影响，发现环境可引入振幅变化等瞬态特征，但记忆效应本身和晚期衰减不依赖环境性质。
2025-08-27 astro-ph.HE gr-qc physics.space-ph
Black Hole Mergers From Globular Clusters Observable by LISA II: Resolved Eccentric Sources and the Gravitational Wave Background
在本系列的第一篇论文中，我们证明了在球状星团中通过动力学相互作用形成的大部分双黑洞（BBH）合并在~10^{-3}-10 ^{-1} Hz的LISA波段具有显著的偏心率。在这项工作中，我们通过LISA和LIGO波段量化这些高偏心双星的演化，并计算合并，偏心人口的随机引力波背景。我们发现，人口的BBH合并之间的三体相遇在他们的集群（约50%的所有集群形成的BBH合并）将有可测量的偏心率为他们的整个生命周期中的LISA带。在三体相遇过程中合并的BBH的数量（约占所有集群形成的BBH合并的5%）将被LIGO检测到，偏心率为e~0.1。动态组装的BBH的引力波背景由于这些系统的高初始偏心率而编码了特征性的颠簸。这个隆起的位置和幅度取决于球状星团的性质。
2018-10-17 astro-ph.HE
Extracting the cutoff frequency in the gravitational-wave spectrum of black hole-neutron star mergers
当黑洞扰动中子星时，黑洞-中子星合并的引力波谱的截止点位置与中子星半径密切相关.然而，由于模式混合，在光谱中出现的调制，这使得很难测量的截止频率，如果引力波从倾斜方向观察或双星进动。在这封信中，我们表明，截止频率可以测量，即使在这种情况下，我们最近提出了一种方法来重建的脸上的波形只从应变观察到从一个特定的方向。我们表明，在测量的中子星半径的系统误差可以减少到$\lesssim 5\%$的情况下，发生显着的中子星的潮汐破裂。
2017-09-08 astro-ph.HE gr-qc
Neutrino Flavor Evolution in Binary Neutron Star Merger Remnants
研究了由一颗大质量中子星和一个吸积盘组成的中子星合并残留物在中微子驱动风中的中微子味演化。与中微子发射特性和流体动力学轮廓的残留物一致提取的三维模拟，我们计算的味道演变考虑到中微子相干前向散射普通物质和中微子本身。我们采用“单轨道”的方法来研究中微子发射位置和角度对味演化的依赖性。我们还表明，味转换合并残留物可以影响（反）中微子吸收率的自由核子，从而可能影响$r$过程核合成风。我们讨论了这种结果对中微子发射特性变化的敏感性，也从不同的中子星合并模拟。
2017-01-12 astro-ph.HE hep-ph
Bound Debris Expulsion from Neutron Star Merger Remnants
针对中子星并合后束缚轨道质量的动力学机制尚不明确的问题，研究通过数值模拟的示踪粒子与离散流体数据，探究吸积盘质量来源，明确碎屑来源、逃逸路径及轨道特性分化的时间位置。
2023-06-15 astro-ph.HE
Merger rate density of stellar-mass binary black holes from young massive clusters, open clusters, and isolated binaries: comparisons with LIGO-Virgo-KAGRA results
我调查的作用，集群动力学和大规模的二进制演化产生恒星遗迹二黑洞（BBH）合并在宇宙时间。为此，动态BBH合并是从$\sim10^4M_\odot$的长期直接N体演化模型中获得的，即pc尺度的年轻大质量星系团（YMC）演化为中等质量的疏散星团（OC）。大质量孤立双星（IB）的快速演化模型从双星演化中产生BBH。然后在模型宇宙中进行人口合成，考虑到观测到的宇宙恒星形成和富集的历史，以获得BBH合并收益率从这两个渠道可观察到在目前的一天，在宇宙时间。合并BBH人口从两个渠道相结合，通过应用贝叶斯回归链的概念验证，考虑到观察到的差异内在BBH合并率密度从第二引力波瞬态目录（GWTC-2）。分析估计的OB星的二进制部分$f_{\rm Obin}\gtrsim90$ %和YMC形成效率的$f_{\rm YMC}\sim10^{-2}$，与最近的光学观测和大尺度结构形成模拟一致。相应的组合模型宇宙的现今、微分内禀BBH合并率密度和BBH合并率密度的宇宙演化都与GWTC-2的结果符合得很好。分析还表明，尽管显着的“动力学混合”在低红移，BBH合并在高红移（$z_{\rm event}\gtrsim1$）仍然可以主要由二进制演化物理。在目前的方法和未来的改进的警告进行了讨论。
2021-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Populating the Black Hole Mass Gaps In Stellar Clusters: General Relations and Upper Limits
理论和观测表明，单星演化不能产生质量在$3-5M_{\odot}$和$\sim 45M_{\odot}$以上的黑洞，分别称为下质量隙（LMG）和上质量隙（UMG）。然而，通过致密星团中致密天体的合并，有可能在这些间隙中形成BH，例如LMG和UMG可以分别通过双星中子星和BBH合并来填充。这意味着，如果在引力波（GW）中观察到至少有一个质量间隙物体的双星合并，那么要么星团在组装双星合并中是有效的，要么我们的单星模型必须修改。因此，了解星团如何有效地填充两个质量间隙对恒星和GW天体物理学都有重大意义。在本文中，我们提出了一个系统的研究如何有效的星团在人口的质量差距，通过集群GW合并。为此，我们推导出一组封闭形式的关系，用于描述紧凑的对象二进制的动态相互作用和GW合并集群内的演变。通过考虑静态和时间演变的人口，我们发现特别是球状星团显然是低效的人口的LMG相比，UMG。我们进一步描述了这些结果与特征质量，时间和长度尺度与问题。
2020-06-17 astro-ph.HE
BPASS predictions for Binary Black-Hole Mergers
利用双星布居和光谱合成程序BPASS，我们计算了双星黑洞合并的速率、时标和质量分布随金属丰度的变化。我们认为这些在最近报道的第一个LIGO事件检测的背景下。我们发现，该事件发生在初始金属丰度质量分数大于Z=0.010（Z>0.5Zsun）的恒星星族中的概率很低。具有所报道质量的双黑洞合并事件最有可能发生在小于0.008（Z<0.4Zsun）的群体中。这类事件可以发生在所有恒星星族年龄从~ 300万年到宇宙年龄，但只占0.1%至0.4%的二进制BH合并之间的金属丰度Z=0.001至0.008。然而，在金属丰度Z=0.0001，26%的二进制BH合并预计将有报告的质量。在这个金属丰度下，前身星的合并时间可以接近~ 10 Gyr，并且由于双星中的质量转移，通过准均匀演化演化的旋转混合星占主导地位。在GW\，150914的双星祖先中，推断出的黑洞的质量是我们模型中除了最低金属丰度之外的最大质量。我们讨论了我们的分析对未来LIGO事件探测的电磁后续行动的影响。
2016-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of Distant Encounters on Black Hole Binaries in Globular Clusters: Systematic Increase of In-cluster Mergers in the LISA band
本文首次系统研究了距离弱相互作用对稠密星团中并合双黑洞动力学演化的影响。最近的研究表明，密集的星系团很可能对通过引力波（GW）观测到的BBH合并速率有很大的贡献，并且许多合并将出现在LISA和LIGO灵敏度波段中可测量的显著偏心率。这是非常有趣的，因为离心率可以用来区分不同的天体物理合并通道。然而，所有这些最近的研究都是基于各种蒙特卡罗（MC）技术，只包括强相互作用的动态演化的BBH，而任何二进制一般经历的数量级更多的弱相互作用比强。众所周知，弱相互作用主要导致双星偏心率的变化，这对于BBH意味着弱相互作用可以改变它们的GW螺旋时间，从而改变它们的合并概率。基于这种动机，我们进行MC模拟的BBH演变在密集的集群的影响下，弱和强相互作用。我们发现，包括弱相互作用导致一个显着增加的数目的BBH合并在其集群内，这相应地导致了更多的偏心LISA源。这些初步结果说明了包括弱相互作用的重要性，准确地模拟如何BBH合并在集群中，以及如何将其发射的GW信号与其天体物理环境。
2019-06-17 astro-ph.HE
Double neutron stars: merger rates revisited
我们重新审视双中子星（DNS）的形成在经典的二进制演化的情况下，在最近的LIGO/室女座DNS检测（GW 170817）。基于3个银河系DNS系统，观测估计的$R_{\rm MW}=21^{+28}_{-14}$ Myr $^{-1}$的银河系DNS合并率完全支持我们对$R_{\rm MW} =24$ Myr $^{-1}$的标准输入物理模型。这个对银河系的估计以一种非平凡的方式（由于化学演化宇宙中祖先恒星的宇宙演化）转化为局部（$z\approx0$）DNS合并率密度$R_{\rm local}=48$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，{ \em不}与当前LIGO/Virgo DNS合并率估计（$1540^{+3200}_{-1220}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）一致。在我们的参数空间的研究中，我们发现的解决方案，允许DNS合并率高达$R_{\rm local} \approx 600^{+600}_{-300}$ Gpc $^{-3}$年$^{-1}$，从而与LIGO/室女座的估计是一致的。然而，我们对具有高DNS合并率的模型的相应BH-BH合并率超过了当前LIGO/Virgo对局部BH-BH合并率的估计（$12$ - $213$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）。除了对常见的包络处理特别敏感外，DNS合并率对我们研究中探索的几…
2017-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
General relativistic moving-mesh hydrodynamics simulations with AREPO and applications to neutron star mergers
本文在移动网格代码AREPO中实现了广义相对论流体动力学并耦合了Einstein场方程求解器，通过中子星演化及首次中子星合并移动网格模拟验证，发现该方法数值耗散低且引力波特征吻合良好，为天体物理广义相对论模拟提供了新工具。
2024-01-09 astro-ph.HE gr-qc
The environment of the binary neutron star merger GW170817
我们提出了哈勃空间望远镜和钱德拉成像，结合甚大望远镜MUSE积分场光谱的第一个二元中子星合并检测通过引力波发射的LIGO和室女座，GW 170817。主星系NGC 4993是一个z=0.009783的S 0星系。有证据表明，在连续谱成像中存在着大的、正面朝上的螺旋壳，而在星云发射线中则可以看到边缘朝上的螺旋特征。这表明NGC 4993经历了一个相对较新的（<1 Gyr）“干”合并。这种合并可能为钱德拉成像中看到的弱活性核提供燃料。在对应的位置，HST成像意味着没有球状或年轻的星团，任何年轻系统的极限是几千个太阳质量。附近的人口主要是老年人，其中<1%的光线来自年龄<5亿年的人口。宿主星系的性质和瞬变位置的性质都与短持续时间伽马射线暴的分布相一致，尽管源位置位于有效半径（r_e ~ 3 kpc）内，提供了比短伽玛暴的~90%更接近的r_e归一化偏移。对于恒星星族所暗示的长延迟时间，这表明反冲速度明显小于星系的逃逸速度。我们没有看到任何狭窄的宿主星系星际介质的特点，在对应的光谱，这意味着低消光，和双星可能位于前面的大部分宿主星系。
2017-10-16 astro-ph.HE
Studying newborn neutron stars by the transient emission after stellar collapses and compact binary mergers
中子星（NS）的形成，无论是大质量恒星的坍缩还是致密天体的合并，通常都可以通过爆炸喷射物质发出的明亮瞬变来指示。特别地，如果新生NS可以以毫秒周期旋转并且具有足够高的磁场，则NS的自旋下降将向发射材料提供显著量的能量。结果表明，在大质量恒星坍缩过程中可以产生超亮的超新星，而在白矮星的NS并合和吸积引起的坍缩过程中则可以产生一些异常的快速演化和发光的光学瞬变现象。在所有情况下，如果新生NS的偶极磁场可以被放大到高达$10^{15}$ G，则可以发射相对论性喷流，然后当射流成功地从周围的近各向同性喷射物质中爆发时，可以产生伽马射线暴。
2019-04-09 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Axions in neutron star mergers
超新星和冷却中子星长期以来一直被用来限制轴子的性质，例如它们的质量以及与核子和其他标准模型粒子的相互作用。我们调查的前景，使用中子星合并作为一个类似的位置，在那里的轴子可以探测在未来。我们研究轴子对合并的影响，考虑到它们自由流过致密核物质的可能性和它们被捕获的情况。计算了轴子在并合条件下的平均自由程，发现在所有热力学条件下，轴子都能自由流通过并合。与以前的计算相比，我们整合了整个相空间，同时使用核子的相对论处理，假设矩阵元素是动量无关的。特别地，我们使用相对论平均场论来描述核子，考虑到核子的有效质量随着密度增加到核饱和密度以上而急剧减少。我们发现，在目前的约束下的轴子-中子耦合，轴子可以冷却核物质的时间尺度相关的中子星合并。我们的研究结果可能被视为第一步，旨在了解轴子如何影响合并模拟和潜在的接口与观察。
2020-06-19 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Fast radio bursts from activities of neutron stars newborn in BNS mergers: offset, birth rate and observational properties
由于第一次局部重复爆发FRB 121102发生在一个与超亮超新星（SLSNe）和长伽马射线暴（LGRB）的宿主星系相似的成星矮星系中，因此诞生于核塌缩爆发的年轻中子星（NS）是快速射电暴（FRB）中心引擎的理想候选者.然而，与FRB 121102的宿主相比，FRB 180924和FRB 190523局限于恒星形成率较低的大质量星系。同时，FRB 180924和FRB 190523的爆发与宿主中心之间的偏移分别约为4kpc和29 kpc。这些性质类似于双星中子星（BNS）或中子星-黑洞（NS-BH）合并产生的短伽马射线暴\textbf{(SGRBs)}。因此，可以在BNS合并中形成为FRB供电的NS。本文利用粒子数综合方法研究了不同类型宿主星系的BNS合并速率、合并时间，并预测了它们最可能合并的位置。我们发现BNS合并通道与最近报道的FRB 180924和FRB 190523的偏移一致。利用与宿主星系相似的星系模型进行粒子数合成，较好地再现了短伽玛暴的偏移分布。FRB（包括不重复和重复）的事件率大于BNS合并和短GRB的事件率，这需要大部分观测到的FRB发射多个爆发。利用NS磁层中群团的曲率辐射，我们还预测了BNS合并FRB的观测性质，包括色散测度和旋转测度。在后期（$t\geq1$ yr），BNS合并喷出物对弥散度和自转度的贡献可以忽略不计。
2020-02-10 astro-ph.HE
A merger within a merger: Chandra pinpoints the short GRB 230906A in a peculiar environment
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Rome - Tor Vergata（罗马第二大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；The Open University of Israel（以色列开放大学）；Astrophysics Research Center of the Open university (ARCO)（以色列开放大学天体物理研究中心）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）
钱德拉通过观测确定短GRB 230906A位于星系团内，其前身双星可能因星系合并而形成，并在中子星合并中产生GRB。
2026-03-04 astro-ph.HE
Constraints from gravitational wave detections of binary black hole mergers on the $^{12}\rm{C}\left(α,γ\right)^{16}\!\rm{O}$ rate
引力波探测开始允许我们通过它们在最后残余物上留下的印记来探测超大质量恒星演化的物理过程。恒星演化理论预言，由于对不稳定性的影响，在高质量的黑洞质量分布中存在一个间隙。以前，我们表明，差距的位置是强大的模型的不确定性，但它依赖于不确定的$^{12}\rm{C}\left(α,γ\right)^{16}\!\rm{O}$率敏感。这一速率具有重要的天体物理学意义，它决定了氧的生成，而碳的生成则是以牺牲碳为代价的。我们使用开源的MESA恒星演化代码来演化大质量氦星，以探测质量间隙的位置。我们发现，最大的黑洞质量低于间隙$40\rm{M}_\odot$ $90\rm{M}_\odot$之间的变化，取决于不确定的$^{12}\rm{C}\left(α,γ\right)^{16}\!\rm{O}$反应速率的强度。在前10次黑洞引力波探测中，我们在$300\rm{keV}$将$^{12}\rm{C}\left(α,γ\right)^{16}\!\rm{O}$的天体物理S因子限制为$S_{300}>175\rm{\,keV\, barns}$，置信度为68%。随着$\mathcal{O}(50)$检测到的二元黑洞合并，我们希望将S因子限制在$\pm10$ - $30\rm{\,keV\, barns}$内。我们还强调了电磁瞬变测量的独立约束的作用。对脉动对不稳定性超新星的明确探测意味着$S_{300…
2020-10-21 astro-ph.HE
AT2018kzr: the merger of an oxygen-neon white dwarf and a neutron star or black hole
我们提出了非常快速演变的瞬态AT 2018 kzr的详细光谱分析。瞬态的观察光曲线显示出快速下降率，与kilonova AT 2017 gfo相当。我们计算了一个自洽的辐射转移模型序列（使用TARDIS），并确定喷出物的物质主要是由中等质量的元素（O，Mg和Si），光球速度为$\sim$ 12000- 14500 km/s。早期的光谱有不寻常的组合是蓝色的，但占主导地位的强Fe II和Fe III吸收功能。我们表明，这种组合是唯一可能的高Fe含量（3.5%）。这意味着高的Fe/（Ni+Co）比。考虑到从瞬变的建议爆炸时期开始的短时间，Fe不可能是由爆炸中合成的放射性$^{56}$ Ni衰变产生的$^{56}$ Fe。相反，我们认为这是稳定的$^{54}$ Fe，并且瞬时异常富含该同位素。我们进一步确定了一个额外的，高速成分的喷出物材料在$\sim$ 20000- 26000公里/秒，这是轻微的不对称和检测通过CaII近红外三重态。我们讨论了我们的研究结果参考了一系列合理的祖系统和出版的理论工作进行比较。我们得出结论，AT 2018 kzr最有可能是一个白矮星和中子星或黑洞合并的结果。因此，它将是继AT 2017 gfo之后，第二个具有良好光谱序列的可能候选者。
2020-07-23 astro-ph.HE
Mergers of Charged Black Holes: Gravitational Wave Events, Short Gamma-Ray Bursts, and Fast Radio Bursts
GW 150914、GW 151226和LVT 151012的发现表明，双黑洞（BH-BH）合并在宇宙中很常见。如果两个合并的黑洞中至少有一个携带一定量的电荷，可能由旋转的磁层保留，BH-BH系统的内旋将驱动一个垂直于轨道平面的全球磁偶极子。在合并过程中快速变化的磁矩将随着风力的增加而驱动坡印廷通量。如果黑洞的电荷量可以达到黑洞临界电荷量$Q_c$的$\hat q \sim (10^{-9}-10^{-8})$倍，那么在合并的最后阶段，磁层活动将产生快速射电暴（FRB）。在大半径下，坡印廷通量能量在外流中的耗散将为短持续时间的高能瞬变提供动力，如果电荷可以像$\hat q \sim (10^{-5}-10^{-4})$那样大，则这将表现为可检测的短持续时间伽马射线暴（GRB）。Fermi GBM记录到的GW 150914的短暴可以用这个模型来解释。未来的GW/GRB/FRB联合搜索将导致对孤立黑洞携带的电荷进行测量或限制。
2016-07-13 astro-ph.HE gr-qc
Quantifying the coincidence between gravitational waves and fast radio bursts from neutron star - black hole mergers
本文通过模拟数据计算后验几率，研究中子星-黑洞并合与快速射电暴的符合关联，提出需同时满足时间和天空位置符合且网络信噪比大于10才能可靠确认共同源，并可用于区分不同的快速射电暴产生机制。
2025-04-13 astro-ph.HE gr-qc
Measuring the polarization content of gravitational waves with strongly lensed binary black hole mergers
其他引力理论预测引力波最多有六种不同的偏振模式。引力波的强引力透镜效应使我们能够通过有效地增加来自同一天体物理源的观测次数来探测这些信号的偏振内容。由于多个观察到的透镜化图像与地球的旋转相结合而导致的透镜化时间延迟允许相对于源位置来定义有效的非共置干涉仪，并且因此利用更多的观察来探测替代偏振振幅。为了测量这些振幅，我们联合适合的图像观测到一个单一的引力波信号模型，考虑到图像放大率，时间延迟，和偏振模式振幅。我们表明，对于某些系统，我们可以进行测量的相对模式振幅透镜事件与两个可检测的图像。
2022-11-02 astro-ph.HE gr-qc
Impact of an improved neutrino energy estimate on outflows in neutron star merger simulations
双星中子星合并是地面探测器（如高级LIGO）的引力波的有希望的来源。由这些合并喷出的富含中子的物质也可能是宇宙中r过程元素的主要来源，而喷出物中的放射性衰变可以为合并后的明亮电磁信号提供动力。中微子-物质相互作用在喷射物质的组成演化中起着关键作用，这显著影响核合成的结果和相关电磁信号的性质。在这项工作中，我们提出了一个模拟的双中子星合并使用改进的方法来估计平均中微子能量在我们的能量积分中微子输运计划。这些能量估计是通过除了中微子能量和通量密度外，还演化中微子数密度而获得的。我们发现，显着的变化被观察到在极地喷出物的组成时，我们的新结果与早期的模拟，其中中微子光谱被假定为是相同的光学薄区域的任何地方。特别是，我们发现极地地区喷出的物质的中子丰度比之前估计的要低。我们对极地喷出物成分的新估计使得电磁信号的颜色和时间尺度更有可能取决于观测者视线相对于二进制的方向。这些结果还表明，重要的可观察到的中子星合并的性质是敏感的中微子能谱，可能需要通过模拟研究，包括一个更准确的，依赖于能量的中微子输运计划。
2016-12-02 astro-ph.HE gr-qc
Numerically stable equations for the orbital evolution of compact object binaries
Université de Genève（日内瓦大学）；University of Florida（佛罗里达大学）
本文提出在ln空间中重写Peters方程，提升数值求解稳定性与效率，减少60%-70%的函数调用次数，用于计算紧凑双星轨道演化和并合时间。
2026-03-20 astro-ph.HE gr-qc
The demographics of neutron star - white dwarf mergers: rates, delay-time distributions and progenitors
中子星（NS）和白矮星（WD）的合并可能会引起爆炸性瞬变，这可能通过当前和未来的瞬变调查来观察。然而，这类事件的预期属性和分布并不清楚。在这里，我们描述了这些事件的发生率，它们的延迟时间分布，它们的祖先和它们的属性的分布。我们使用二进制人口合成模型，并考虑了广泛的初始条件和物理过程。特别是，我们考虑不同的共同包络演化模型和不同的NS natal踢分布。我们提供了详细的预测所考虑的每个模型。我们发现，绝大多数NS-WD合并发生在传质起重要作用的系统中，并且WD先于NS形成。对于大多数合并的WD具有碳-氧成分（60-80%），其余大部分是氧-氖WD。NS-WD合并的比率是Ia型超新星（SNe）比率的3-15%。它们的延迟时间分布与Ia型SNe非常相似，但稍微偏向于更早的时间。它们通常在年轻的0.1- 1Gyrs环境中爆炸，但有一个延伸到长Gyrs时间尺度的尾部分布。包括重大井涌的模型导致相对较宽的偏移分布，可达数百kpc。NS-WD合并的人口统计和物理性质表明，它们可能是特殊的类Ic型SNe，大多在晚型星系中爆炸。它们的整体性质可能与最近观察到的一类快速发展的SNe有关，而它们不太可能与富含Ca的SNe有关。
2018-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical relativity confronts compact neutron star binaries: a review and status report
我们回顾了目前的状态，试图数值模拟合并的中子星-中子星（NSNS）和黑洞-中子星（BHNS）的二元系统，我们描述了这样的事件，是从这些计算的理解。准确地模拟NSNS和BHNS合并的物理过程是一项艰巨的任务。它需要求解包含黑洞的动态时空的爱因斯坦方程。它还需要演化出高温、超核密度的中子星物质，以及能够影响合并后动力学的磁场和辐射场。早期的研究集中在这些挑战中的一个或另一个，但现在正在努力将相对论和微观物理学精确地结合起来。这些NSNS和BHNS模拟，然后用于表征这些事件的引力波信号，并解决其产生短持续时间的伽马射线暴的潜力。
2010-02-17 astro-ph.HE gr-qc
The capability of the Australian Square Kilometre Array Pathfinder to detect prompt radio bursts from neutron star mergers
我们讨论的观测策略，以检测提示与引力波事件使用澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）。许多双中子星合并的理论模型预测，明亮，迅速的无线电发射将伴随合并。这种瞬发辐射的检测将大大提高我们对合并的物理条件、环境和位置的了解。然而，由于引力波事件的相对较差的定位，90%的可信区域达到数百甚至数千平方度，搜索瞬发发射变得复杂。在蝇眼模式下工作时，ASKAP的视场可以达到$\sim$ 1000 deg $^2$在$\sim 888\,{\rm MHz}$。这可能使观测者能够足够快地覆盖90%可信区域的大部分，以检测即时排放。我们使用从LIGO/Virgo的第三次观测运行的GW 170817和GW 190814的天空图来模拟在即将到来的第四次观测运行中检测到引力波事件的即时发射的概率。由于只有在合并后才发出警报，我们发现很难足够快地转动望远镜来捕捉任何即时发射。然而，随着负延迟管道\textit{before}合并发布的警报的增加，我们发现应该可以搜索附近的，明亮的提示FRB样发射的引力波事件。尽管如此，发生率还是很低的：假设瞬发辐射是在合并前后的几微秒内发出的，我们希望在第四次观测运行中观测到$\sim$ 0.012事件
2020-10-20 astro-ph.HE astro-ph.IM
Stellar triples with chemically homogeneously evolving inner binaries
本文利用 TRES 研究含 CHE 内双星的大质量分级三体系统，揭示第三星质量转移与 ZLK 振荡对引力波源及恒星并合形成的重要影响。
2023-12-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The lanthanide fraction distribution in metal-poor stars: a test of neutron star mergers as the dominant r-process site
对中子星并合GW 170817及其千新星的多信使观测证明，中子星并合可以合成大量的r过程元素。如果中子星合并事实上主导了所有的r-过程元素的生产，那么千诺瓦喷出物成分的分布应该与在恒星中观察到的r-过程丰度模式的分布相匹配。镧系元素分数（XLa）在千新星和贫金属恒星中都是可测量的量，但以前没有明确计算过恒星。在这里，我们计算了贫金属恒星（[Fe/H] < -2.5）的镧系元素分数分布，以便与当前和未来的千新星进行比较。全分布峰值在log XLa ~-1.8处，但r过程增强型（[Eu/Fe] > 0.7）的恒星具有明显较高的镧系元素分数，log XLa >-1.5。我们回顾了对GW 170817的观测，发现普遍的共识是总对数XLa = -2.2 +/- 0.5，略低于典型的贫金属星，与最高的r增强星不一致。为了使中子星合并作为主要的r-过程地点保持可行性，未来的千诺瓦观测应该优先富含镧系元素（包括~10%的人口，log XLa > -1.5）。这些高XLa的kilonovae可能比GW 170817更暗，演化更快，这对发现和后续观测构成了挑战。光学和（中）红外观测将需要强大的约束kilonova镧系元素馏分。如果在未来几年内没有发现这种高XLa的kilonovae，这可能意味着具有最高r过程增强的恒星具有不同的r过程元素起源。
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
