Accretion-induced prompt black hole formation in asymmetric neutron star mergers, dynamical ejecta and kilonova signals
利用有限温度状态方程、近似中微子输运和磁流体诱导湍流粘性的亚网格模型，给出了具有啁啾质量$1.188M_\odot$和质量比$q=1.67$和$q=1.8$的中子星合并的新的数值相对论结果. EOS与核和天体物理约束兼容，并包括一个新的微物理模型，该模型是基于Brueckner-Hartree-Fock方法从从头计算得出的。我们报告的第一次证据吸积引起的迅速崩溃，在高质量比合并，其中的潮汐破坏的同伴和吸积到主星决定迅速黑洞形成。作为潮汐破裂的结果，一个富含中子和冷物质的吸积盘形成了重子质量${\sim}0.15M_\odot$，它明显比等质量瞬发坍缩合并中的残留盘重。大规模的动力喷出物的顺序${\sim}0.01M_\odot$也源于潮汐破坏。它们富含中子，从轨道平面以新月状几何形状扩展。因此，从这些合并预测明亮，红色和时间延长kilonova发射。我们的研究结果表明，提示黑洞合并可以电源明亮的电磁对应的高质量比的双星，和二进制的质量比可以在原则上限制从多信使观测。
2020-08-10 astro-ph.HE gr-qc
The luminosity functions of kilonovae from binary neutron star mergers under different equation of states
本文结合半解析千新星模型、族群合成和数值模拟，研究不同中子星物态方程下双中子星并合千新星的多波段光度函数，发现其呈双峰分布且亮暗成分分别对应不同总质量范围和抛射物来源。
2023-04-14 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
2D End-to-End Modeling of Kilonovae from Binary Neutron Star Merger Remnants
University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Oregon State University（俄勒冈州立大学）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy（安东·潘内克天文研究所）；Institute of High-Energy Physics, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学高能物理研究所）；Department of Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校物理系）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Theoretical Astrophysics Center, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校理论天体物理中心）
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
Kilonova Emission From Black Hole-Neutron Star Mergers. II. Luminosity Function and Implications for Target-of-opportunity Observations of Gravitational-wave Triggers and Blind Searches
我们详细模拟了黑洞-中子星（BH-NS）合并的千诺瓦和伽马射线暴（GRB）余辉和千诺瓦光度函数，并讨论了电磁（EM）对应物在引力波（GW）探测、GW触发的机会目标观测和时域盲搜索中的可探测性。合并后在$0.5\,{\rm days}$的BH-NS千超新星的预测绝对星等落在$[-10,-15.5]$。模拟的光度函数包含了各向异性kilonova辐射的潜在视角分布信息。我们模拟了GW检测率，可检测距离和信号持续时间，为未来的第二/2.5/第三代GW检测器网络。如果黑洞有更高的对齐自旋，而质量较小的NS有更硬的EoS，那么BH-NS倾向于产生更明亮的千诺瓦和余辉。kilonova的可探测性对BH自旋特别敏感。如果BH通常具有低自旋，则BH-NS EM对应物很难发现。对于第二代GW探测器网络，即使假定BH高自旋，也需要$m_{\rm limit}\sim23-24\,{\rm mag}$的极限幅度来探测千新星。因此，在LIGO/Virgo O3期间缺乏BH-NS相关kilonova检测的合理解释是，要么没有EM对应物（暴跌事件），要么目前的后续行动太浅。这些观测仍然有机会探测到与sGRB或孤儿余辉相关的轴上喷流余辉。后续观测可以检测到可能相关的sGRB余辉，从中可以研究kilonova签名。对于时域观测，建议在红度滤波器中进行高节奏搜索，以检测更多与BH-NS相关的千新星和余辉。
2021-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
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
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
Outflows from Short-Lived Neutron-Star Merger Remnants Can Produce a Blue Kilonova
通过三维广义相对论磁流体动力学模拟，发现短寿命中子星并合残骸的外流可独立产生蓝色千新星，包括AT2017gfo中的蓝色成分，但r过程丰度在第二峰外产生不足。
2023-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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 ^<$41} erg s^{-1}，特征时间尺度约为1周。光谱峰位于红色光学或近红外波长处。随后的吸积盘风可能会提供额外的光度，或者如果它没有被前面的动力喷出物吸收，则会提供更早/更蓝的发射。短GRB 130603 B余辉中的近红外过量和GRB 060614中可能的光学过量的检测支持kilonova/macronova场景的概念。在200 Mpc的距离，kilonova/macronova的典型亮度约为22等，并在合并后的10天内迅速衰减到>24等。Kilonova/macronova候选者可以通过（1）更快的时间演化，（2）更暗的绝对星等和（3）更红的颜色与超新星区分开来。为了有效地搜寻这些物体，在10天内进行多次访问并使用多种过滤器的后续调查观察将是重要的。由于高膨胀速度（v ~ 0.1-0.2c）是致密双星合并的一个可靠结果，因此平滑光谱的检测将是最终确定GW源的确凿证据。
2016-05-23 astro-ph.HE
Searching for Dark Matter with Neutron Star Mergers and Quiet Kilonovae
我们确定了新的天体物理学特征的暗物质，内爆中子星（NS），这可以决定性地测试是否NS内爆暗物质是负责失踪的恒星在银河系中心，一些$r$过程元素的来源，和快速射电暴的起源。首先，NS坍缩的暗物质在中子星内部形成$\sim 10^{-10}$太阳质量或更小的黑洞，这些黑洞将中子星转化为$\sim$ 1.5太阳质量的黑洞。这减少了LIGO/Virgo（LV）所看到的中子星合并的数量，以及DES，BlackGEM和ZTF等望远镜所看到的相关合并千新星的数量，而是产生了包含$\sim$ 1.5太阳质量黑洞的“黑色合并”。第二，由暗物质引发的中子星内爆可能会产生一种新的千诺瓦，这种千诺瓦缺乏可探测的、伴随的引力信号，我们称之为“安静的千诺瓦”。“使用DES数据和银河系的r过程丰度，我们限制了安静的千新星。第三，星系中中子星并合kilonovae和宁静kilonovae的空间分布可用于探测暗物质。NS坍缩的暗物质摧毁了盘状星系中心的大多数中子星，因此中子星合并千新星在大半径处大多会出现在一个甜甜圈中。我们发现，只有10个中子星合并kilonova事件，位于$\sim$ 1千秒差距的精度可以验证或排除暗物质引起的中子星内爆在$2 σ$信心，探索暗物质-核子截面4-10个数量级低于目前的直接检测实验极限。同样，NS坍缩的暗物质作为快速射电暴的来源，可以在$2 σ$置信度下进行测试，一旦20个爆发被C…
2018-03-20 astro-ph.HE hep-ph
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
Detecting electromagnetic counterparts to LIGO/Virgo/KAGRA gravitational wave events with DECam: Neutron Star Mergers
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；University of Ferrara（费拉拉大学）；INFN, Sezione di Ferrara（意大利国家核物理研究所费拉拉分部）；INAF, Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理学研究所（爱因斯坦研究所））；Utrecht University（乌得勒支大学）；Nikhef（荷兰国家核物理与粒子物理研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）
利用DECam检测LIGO/Virgo/KAGRA引力波事件的电磁对应物，通过模拟中子星并合事件预测千新星的检测率及超大质量中子星残骸的形成比例。
2026-01-13 astro-ph.HE gr-qc
Kilonova Emission from Neutron Star Mergers with Different Equations of State
本研究探讨了不同状态方程（EoS）对双中子星并合中 $r$-过程核合成及千新星辐射的影响，发现较软 EoS 会产生更多抛射物并导致更亮的千新星峰值，为多信使观测约束 EoS 提供了探针。
2025-01-31 astro-ph.HE nucl-th
Mechanisms for high spin in black-hole neutron-star binaries and kilonova emission: inheritance and accretion
如果中子星在合并之前被破坏，黑洞中子星双星合并可以导致一个电磁对应物，称为千诺瓦。千诺瓦的可观测性取决于中子星喷出物的数量，这对黑洞自旋的对齐分量很敏感。我们探讨了两个主要的机制，提供高黑洞自旋孤立的恒星双星喷出的质量的依赖。当黑洞从沃尔夫-拉叶星继承了一个高自旋，该恒星出生时在弱恒星核-包层耦合下具有至少10%的分裂自旋，与所有形成途径相关，喷出质量的中位数为$\gtrsim$ $10^{-2}$ M $_{\odot}$。虽然只有某些形成路径是可能的，但当黑洞吸积其伴星包层的$\gtrsim$ 20%以获得高自旋时，会产生类似的喷射质量。总之，这些签名表明，人口分析的黑洞中子星二进制合并与观察kilonovae可能有助于区分自旋机制和可能的形成途径。我们表明，这些kilonovae将很难检测到目前的能力，但未来的设施，如维拉鲁宾天文台，可以这样做，即使对齐的无量纲自旋的黑洞是低至$\sim$ 0.2。我们的模型预测，对于自旋为$\sim$ 0.9且质量比Q = 3.6的对齐黑洞，千新星的亮度为$M_i$ $\sim$ -14.5。
2023-02-02 astro-ph.HE gr-qc
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
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
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
Radioactivity and thermalization in the ejecta of compact object mergers and their impact on kilonova light curves
紧凑物体合并的最有希望的电磁特征之一是kilonovae：近似各向同性的放射性动力瞬变，在合并后几天到几周达到峰值。在模拟kilonovae的关键不确定性包括放射性衰变产物的发射轮廓-非热β-和α-粒子，裂变碎片，和伽马射线-和它们在喷出物中沉积能量的效率。总的放射性能量及其热化的效率决定了光度预算，因此对于预测千诺瓦光变曲线是必要的。我们概述了在r-过程衰变的不确定性，描述的物理过程中，衰变产物的能量被吸收在喷出物中，并提出随时间变化的热化效率为每种粒子类型。我们确定了净加热效率，并探讨其依赖于r-过程产量-特别是，生产的translead核进行α衰变-和喷出物的质量，速度，成分，和磁场配置。我们将我们的结果纳入新的时间依赖性，多波长辐射传输模拟，并计算更新预测的kilonova光变曲线。热化作用对千诺瓦光度测定有很大的影响，在峰值时光度降低约2倍，在以后的时间（爆炸后15天或更长时间）降低一个数量级或更多。我们提出了简单的解析拟合随时间变化的净热化效率，这可以很容易地用于改善光变曲线模型。我们简要地回顾了伴随伽马射线暴130603 B的假定千诺瓦，并提供了在该事件中喷出的质量的新估计。我们发现，以后的时间kilonova光变曲线可以显着的影响，从translead同位素的α衰变，因此，在这些时候的数据可能是诊断喷出物的丰度。
2016-05-23 astro-ph.HE
Three dimensional end-to-end simulation for kilonova emission from a black-hole neutron-star merger
该研究通过三维端到端模拟，结合数值相对论与核合成计算，分析BH-NS并合抛射物的长期演化及千新星辐射，发现其近红外辐射可持续两周以上，为观测识别此类并合提供关键依据。
2024-11-29 astro-ph.HE gr-qc
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
Long-duration Gamma-ray Burst and Associated Kilonova Emission from Fast-spinning Black Hole--Neutron Star Mergers
本文收集了GRBs 060614、211211 A和211227 A这三个独特的爆发，它们都具有长持续时间的主发射（ME）相和再亮扩展发射（EE）相的特征，以研究它们的观测特性和作为中子星-黑洞（NSBH）合并的可能起源. NS-第一出生（BH-第一出生）NSBH合并倾向于包含快速旋转（非旋转）的BH，更容易（几乎不）允许潮汐破坏发生（不）形成电磁信号。我们发现，NS先生的NSBH并合能很好地解释这三个伽玛暴的起源，支持这一结论的是：（1）它们的X射线ME和EE具有明确的回退吸积特征，以$\propto{t}^{-5/3}$形式递减，这可能是它们持续时间长的原因。EEs可能是由于$r$过程加热材料的回退吸积，预计发生在NSBH合并后。(2)这种类型的合并起源的长持续时间伽玛暴的波束校正的本地事件率密度是$\mathcal{R}_0\sim2.4^{+2.3}_{-1.3}\,{\rm{Gpc}}^{-3}\,{\rm{yr}}^{-1}$，与NS-第一出生的NSBH合并。(3)通过对GRB\，211211 A的EE、余辉和kilonova的详细分析，揭示了它可能是一个$\sim1.23^{+0.06}_{-0.07}\,M_\odot$ NS和一个排列自旋为$χ_{\rm{BH}}\sim0.62^{+0.06}_{-0.07}$的$\sim8.21^{+0.77}_{-0.75}…
2022-07-30 astro-ph.HE
Kilonova and Optical Afterglow from Binary Neutron Star Mergers. II. Optimal Search Strategy for Serendipitous Observations and Target-of-opportunity Observations of Gravitational-wave Triggers
在本系列的第二项工作中，我们探索了偶然和引力波触发的机会目标（ToO）观测的最佳搜索策略，这些观测来自双星中子星（BNS）合并的千新星和光学短持续时间伽马射线暴（sGRB）余辉，假设宇宙学上的千新星是类似于AT 2017 gfo的，（但与视角的依赖性）和余辉的性质是一致的宇宙学sGRB余辉。一天的节奏偶然搜索策略与$\sim30\,$ s的曝光时间总是可以实现一个最佳的搜索策略的kilonovae和余辉的各种调查项目。我们发现，对于ZTF/Mephisto/WFST/LSST，kilonovae（余辉）的最佳检测率分别为$\sim0.3/0.6/1/20\,$ yr $^{-1}$（$\sim50/60/100/800\,$ yr $^{-1}$）。原则上，一个完全建成的四田可以检测到$\sim7({2000})\,$或$^{-1}$千瓦（余辉）。详细研究了偶然观测中电磁信号的布居特性。对于ToO观测，我们预测通过考虑第三次观测运行的精确占空比，可以在第四次观测运行（O 4）期间检测到$\sim11\,{\rm{yr}}^{-1}$ BNS引力波（GW）事件。对于可检测的BNS GW事件，GW天空定位区域的中值预计为$\sim10\,{\rm{deg}}^2$。在O 4中，我们预测ZTF/Mephisto/WFST/LSST每年可以分别探测到$\sim5/4/3/3$千新星（$\s…
2022-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Mergers of double neutron stars with one high-spin component: brighter kilonovae and fallback accretion, weaker gravitational waves
该研究模拟双中子星合并中一颗高自旋的情形，发现其产生更亮千新星、更多回落吸积和较弱引力波，可能延迟黑洞形成并引发长时标伽马射线暴。
2024-02-10 astro-ph.HE
Observable Features of GW170817 Kilonova Afterglow
中子星合并GW 170817之后出现了一个光-红外瞬态（1 kilonova），这表明在合并过程中发生了以相对论速度的物质抛射。kilonova模型能够约束喷出物的动能及其特征速度，但不能约束喷出物的高速分布。然而，这种分布包含了关于合并动态的重要信息。在这项工作中，我们假设一个幂律分布的形式$E(>βΓ)\propto(βΓ)^{-α}$的千诺瓦喷出物的能量和计算的非热签名的喷出物与周围气体的相互作用产生的。我们发现，喷出物的最小速度$β_0\simeq 0.3$和能量$E\sim 10^{51}$尔格，从kilonova模型推断，有一个可检测的无线电，并可能X射线，余辉的参数空间的范围很广。预计这种余辉成分将在合并后几年的时间尺度上占主导地位，并在十年后达到峰值。其光变曲线可用于确定千诺瓦喷出物的性质，特别是喷出物速度分布$α$、最小速度$β_0$及其总动能$E$。我们还预测，余辉rebrightening，这是与kilonova组件，将伴随着一个移动的射电源的质心向爆炸的初始位置。
2019-01-03 astro-ph.HE
Impact of high spins on the ejection of mass in GW170817
在发现GW 170817和伴随的kilonova AT2017gfo之后，对中子星双星合并中物质喷射的各种通道进行建模和理解变得至关重要。我们讨论的影响，高恒星自旋合并前的喷射质量集中，特别是在动态喷射的质量进行广义相对论磁流体动力学模拟采用有限温度状态方程和中微子冷却效应。使用八个不同的模型，从$χ\simeq-0.14$到$χ\simeq0.29$的无量纲自旋，我们讨论了不同的自旋的存在如何影响角分布和组成的喷射物质。最重要的是，我们发现，在高自旋与轨道角动量对齐的情况下，喷射质量的动力学分量可以被强烈抑制。在这种情况下，事实上，合并残留物有一个多余的角动量，产生一个更长的和“更冷”的物体，减少了动态脱落质量的能力。我们讨论了这一结果如何影响最近的合并事件GW170817及其kilonova余辉的分析。
2019-10-14 astro-ph.HE gr-qc
Full Transport Model of GW170817-Like Disk Produces a Blue Kilonova
2017年在引力波和伽马射线中探测到两颗中子星的螺旋和合并，伴随着快速变红的瞬态。这样的瞬变被预测发生在快速中子俘获（r-过程）核合成事件之后，该事件合成富含中子的放射性核，并且可以发生在动力学喷出物和在中子星合并后形成的吸积环的风中。本文首次采用三维广义相对论全输运中微子辐射磁流体动力学（GRRMHD）方法模拟了由GW 170817合并产生的黑洞-吸积盘-风系统.我们表明，小，但不可忽略的光学深度导致中微子输运全局耦合盘电子分数，我们通过求解输运方程与Monte Carlo方法捕获。由此产生的吸收驱动电子分数在一个结构化的，连续的流出，与电子分数高达$Y_e\sim 0.4$在极区。我们通过核反应网络和辐射转移计算表明，在盘风中的核合成将产生蓝千诺瓦。
2019-05-17 astro-ph.HE gr-qc
Radiation hydrodynamics modeling of kilonovae with SNEC
我们开发了一种方法来计算合成kilonova光变曲线，结合数值相对论模拟的中子星合并和$\texttt{SNEC}$辐射流体动力学代码。我们描述了我们的实施初始和边界条件，r-过程加热，和不透明的kilonova模拟。我们验证我们的方法，仔细检查，能量守恒是满意的，并通过比较$\texttt{SNEC}$的结果与两个半解析光变曲线模型。我们应用我们的代码来计算三个二进制具有不同的质量比（平等和不平等的质量）和不同的合并结果（短寿命和长寿命的残余物）的彩色光变曲线。我们研究了我们的结果的敏感性，流体动力学效应，核物理不确定性的加热速率，并合并模拟的持续时间。我们发现，流体力学的影响通常是可以忽略不计的，在大多数情况下，同源膨胀是一个很好的近似。然而，压力可以放大放射性加热率的不确定性的影响。我们还研究了可能由相对论性喷流发射到外流中的冲击的影响。我们的模型都不匹配AT 2017 gfo，GW 170817中的kilonova。这指出了我们的合并模拟和kilonova模型中可能存在的缺陷，这些模型忽略了非LTE效应和合并残余物可能带来的额外能量注入，并且需要超越这项工作中采用的球对称假设。
2022-03-18 astro-ph.HE
Constraining the long-lived supramassive neutron stars by magnetar boosted kilonovae
本研究构建了包含原中子星演化与X射线吸收的磁星增强千新星模型，通过模拟观测发现未探测到此类事件说明合并产生的超大质量中子星寿命短暂且在宇宙中罕见。
2023-11-24 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
Kilonova Emission From Black Hole-Neutron Star Mergers. I. Viewing-Angle-Dependent Lightcurves
在本文中，我们提出了一种数值方法来研究预测的光变曲线作为视角的函数。我们外推的拟合公式的质量和速度的潮汐动力喷出物在很宽的范围内的质量比验证66模拟和使用它们的计算的kilonova光变曲线。BH-NS并合千诺瓦的计算峰值光度通常大约是$10^{41}\ {\rm erg\ s^{-1}}$的几倍，它总是$\lesssim4.5\times10^{41}\ {\rm erg\ s^{-1}}$。这对应于AB绝对星等比光学中的$\sim -15\ {\rm mag}$和红外中的$\sim -16\ {\rm mag}$更暗。由于动态喷出物的光球投影面积远大于盘风流出的光球投影面积，因此动态喷出物通常贡献了BH-NS合并的大部分kilonova辐射。拟合的黑体温度和观测到的多波段光变曲线的形状对视线不敏感。受光传播效应的影响，观测到的多波段光变曲线的峰值时间与动态喷出物和观测者之间的相对运动方向有关。观测到的亮度随由视角决定的光球投影面积而变化。然而，对于不同的视角，预测的峰值亮度仅以$\sim (2 - 3)$的因子（或以$\sim1\ {\rm mag}$）变化。当考虑到短持续时间的γ射线暴余辉时，对于轴上几何结构，kilonova发射通常被余辉发射所掩盖，并且只能在较红的带中观察到，特别是在后期的$K$带中。与GW 170817/AT 2017 gfo相比，BH-NS并合千新星的…
2020-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
r-Process and Kilonovae
与中子星合并GW 170817相关的千诺瓦为我们提供了几个线索，以阐明宇宙中r过程的性质。在这篇文章中，我们检查了驱动千诺瓦辐射的放射性同位素，假设合并喷出物由具有类似太阳r丰度模式的物质组成。早期（合并后1-10天）的kilonova发射主要是由于β衰变链66 Ni-> 66 Cu-> 66 Zn，这可能是光变曲线在7天左右变陡的原因。后期（> 10天）加热归因于反式Pb物种的α衰变和裂变（254 Cf）（除了β衰变），这可能是最重稳定元素之外的r处理的标志。本文总结了作者最近的一项工作（Wanajo 2018），其中使用Hotokezaka和Nakar（2019）中的数字代码对kilonova光变曲线进行了额外的计算。
2019-11-05 astro-ph.HE
Prospects for kilonova signals in the gravitational-wave era
中子星合并引力波信号GW 170817之后是三个电磁对应物，包括一个由合并喷出物中新合成的$r$过程元素的放射性产生的千诺瓦。在引力波触发后找到千新星对于（i）寻找更多的对应物，如余辉，（ii）探测千新星的多样性及其对系统倾角的依赖，以及（iii）建立多信使宇宙学的样本至关重要。在引力波干涉仪网络的第三次观测运行中，没有发现kilonova对应物，我们的目标是预测即将到来的O 4和O 5观测运行的LIGO-Virgo-KAGRA仪器的可检测kilonova信号的预期人口。使用一个简化的标准引力波检测和一个简单的GW 170817校准模型的kilonova峰值幅度，我们确定的后续活动和他们的分布在各个波段的幅度达到kilonovae率。我们简要地考虑的情况下，GW 190425，唯一的二元中子星合并确认以来GW 170817，并获得其倾斜角的限制，从其kilonova的非检测，假设源低于后续阈值。我们还表明，非引力波触发的kilonovae可以在未来的调查，并简要地讨论了与短的明亮的伽马射线暴的协会的众多类别的来源。最后讨论了除千诺瓦外的喷流余辉的探测。
2021-05-19 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
Probabilistic kilonova prediction from gravitational wave inferred binary neutron star parameters
University of Glasgow（格拉斯哥大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；Utrecht University（乌得勒支大学）
本研究提出概率框架\textsc{Genova}，利用双中子星并合的引力波后验样本预测千新星光谱与光变曲线，经测试可有效复现观测结果并量化不确定性。
2026-08-21 astro-ph.HE gr-qc
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
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
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
Chandra X-ray Observations of the Neutron Star Merger GW170817: Thermal X-Ray Emission From a Kilonova Remnant?
最近发现的中子星合并和多信使事件GW 170817（也称为kilonova GRB 170817 A）提供了一个前所未有的实验室来研究这些神秘的物体，以及一个机会来测试强场制度中的尖端引力理论。在此之前，我们对引力本质的理解的这种测试是不可能的。在这项研究中，我们分析了2017年8月17日激光干涉仪引力波天文台（LIGO）探测到GW 170817事件后，NASA钱德拉X射线天文台获得的X射线观测结果。出于理解X射线光的发射机制和合并事件的结果，我们拟合钱德拉数据与非热（如以前在文献中所做的）和热模型。我们专门探讨热等离子体模型，预计从一个kilonova残留物（KNR）。我们重现了Nynka等人最近发表的非热结果。（2018）。我们还发现热等离子体的热韧致辐射可以解释该源的X射线辐射。此外，我们认为模型允许从合并事件的内在吸收，产生较软的幂律模型光子指数比以前公布的，或较低的等离子体温度。我们还报告线发射的证据，或超过连续模型，近1.3千电子伏和2.2千电子伏的KNR及其核合成产物的解释带来了新的光。我们讨论了KNR作为起源的热X射线发射在这个阶段的千诺瓦演变的可行性。
2018-12-29 astro-ph.HE
A Kilonova Following a Long-Duration Gamma-Ray Burst at 350 Mpc
在这里，我们报告的发现与附近（350 Mpc）分钟持续时间GRB 211211 A的千诺瓦。与深度光学极限相结合，排除了在爆发后17.7天伴随的超新星的存在，以$M_I > -13$等，千新星的鉴定证实了这次爆发的祖先是一个紧凑的对象合并。虽然GRB 211211 A的伽马射线光变曲线中光谱较软的尾部让人想起以前的扩展发射短GRB（EE-SGRB），但它的快速明亮尖峰持续$\gtrsim 12$ s，将其与过去的EE-SGRB分开。GRB 211211 A的kilonova与AT 2017 gfo有着相似的光度、持续时间和颜色，而AT 2017 gfo是与引力波（GW）探测到的双星中子星（BNS）合并GW 170817有关的。我们发现，合并喷射$\approx 0.04 M_{\odot}$的r-过程丰富的材料，是符合合并的两个中子星（NS）的质量接近规范$1.4 M_{\odot}$。这一发现意味着，长，复杂的光变曲线的伽玛暴可以产生从紧凑的对象合并事件和人口的kilonovae以下的伽玛暴持续时间$\gg 2$ s应占在计算的NS合并r-过程的贡献和速率。在350 Mpc，目前的GW干涉仪网络在设计灵敏度将检测到合并沉淀GRB 211211 A，如果它在事件发生时正在运行。因此，进一步寻找与长伽玛暴相一致的GW信号是未来多信使天文学的一条有前途的路线。
2022-08-26 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
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
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
GW170817$-$the first observed neutron star merger and its kilonova: implications for the astrophysical site of the r-process
先进的LIGO和Virgo观测到的第一颗中子星（NS）合并，GW 170817，以及它在整个电磁波谱中的电磁对应物的烟花，标志着多信使天文学和天体物理学与引力波的开始。紫外线，光学和近红外线发射是一致的，由快速中子俘获过程（r-过程）在合并喷出物中合成的核的放射性衰变提供动力。从这个'kilonova'发射的推断属性的轮廓开始，我讨论了可能的天体物理学网站的r-过程核合成NS合并，认为最重的r-过程元素在此事件中合成最有可能起源于流出合并后的吸积盘。我比较了GW 170817中r-过程元素生产的推断性质与当前银河系重r-过程核合成的观测约束，并讨论了仅合并模型在解释我们银河系的r-过程内容时面临的挑战。基于GW 170817的观测性质和最近的理论进展r-过程核合成的Eksars，然后我展示了如何GW 170817点Eksars作为银河系r-过程富集的主要来源。这些罕见的核心崩溃事件可以说是更好地满足现有的限制，并克服相关的问题，在各种环境中，NS合并面临的r-过程富集。最后，我评论的R-过程的普遍性，以及如何在轻R-过程元素的变化，可以得到在NS合并和Bracksars。
2019-12-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
A Systematic Exploration of Kilonova Candidates from Neutron Star Mergers During the Third Gravitational Wave Observing Run
本文对第三次引力波（GW）观测期间报道的653个光学候选对应物进行了全面分析。我们的样本集中在15个事件（发表在GWTC-2，GWTC-3或未在GraceDB上撤回）中的候选者，这些事件有>1%的机会包括中子星，以评估它们作为真正千新星的可行性。特别是，我们利用实时可用的工具，包括合并前检测和与目录（即点源，变星，类星体和宿主星系红移数据集）的交叉匹配，以消除我们样本中65%的候选者。我们进一步采用光谱分类，后期检测和光变曲线行为分析，并得出结论，66个候选人仍然可行的kilonovae。这些候选者缺乏足够的信息来确定它们的分类，大多数都需要比AT 2017 gfo更大的亮度。合并前的公开测光调查数据的检测和目录的主机星系红移与GW事件距离的比较是至关重要的纳入审查程序，因为这些工具消除了>20%和>30%的候选人，分别。我们预计，这些工具，利用档案信息将显着减少压力的光谱和光度的后续资源，在未来的观测运行。最后，我们讨论了从GW天文学家到EM社区的及时更新在减少需要审查的候选人数量方面发挥的关键作用。
2022-02-01 astro-ph.HE
A first-principles binary neutron star merger model of GW170817, GRB170817A, and AT2017gfo
Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohoku University（东北大学前沿跨学科研究院）；Astronomical Institute, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科天文学研究所）；Center for Gravitational Physics and Quantum Information, Yukawa Institute for Theoretical Physics（理论物理学京都研究所引力物理与量子信息研究中心）；Department of Physics, Toho University（东海大学物理学部）
本研究针对GW170817等多信使观测的双中子星并合事件，采用第一性原理模拟方法，构建统一模型重现对应天体信号，建立了跨多信使观测的双中子星并合解释框架。
2026-08-31 astro-ph.HE gr-qc
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
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
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
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
Merger and Mass Ejection of Neutron-Star Binaries
中子星双星和黑洞-中子星双星的合并是地基引力波探测器最有希望的观测源之一，也是一种高能天体物理现象，在GW 170817事件中观测到的引力波和电磁波就说明了这一点。这些中子星双星的合并也是r-过程核合成最有希望的地点。完全广义相对论（数值相对论）的数值模拟是一种独特的方法，理论预测的合并过程，GWs发射，质量喷射过程，并导致EM发射。本文基于最新的数值相对论模拟结果，总结了我们目前对中子星合并和随后的物质抛射过程的认识。我们强调，数值相对论模拟的预测与GW 170817的光学和红外观测基本一致。
2019-08-06 astro-ph.HE gr-qc
What Powered the Kilonova-Like Emission After GRB 230307A in the Framework of a Neutron Star-White Dwarf Merger?
该研究提出GRB 230307A源于中子星-白矮星并合，其晚期类千新星辐射由磁星自转减慢和$^{56}$Ni衰变供能，而非r过程元素，拟合观测数据支持这一结论。
2024-02-27 astro-ph.HE
