Constraints on fast radio burst emission in the aftermath of gamma-ray bursts
本研究通过交叉匹配Swift GRBs与FRBSTATS星表中的FRBs，并模拟合成FRB群体，评估了两者之间的物理关联，发现现有观测数据尚不足以证实或排除GRBs与FRBs存在共同起源的假设，未来新一代探测器将提供更严格的限制。
2024-09-20 astro-ph.HE
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
Evolution of the Magnetized, Neutrino-Cooled Accretion Disk in the Aftermath of a Black Hole Neutron Star Binary Merger
由致密双星合并形成的黑洞-环面系统是伽马射线暴（GRB）的可能发动机。在合并后残留物的早期演化过程中，环的状态是由中微子冷却和磁驱动加热过程的组合决定的，因此现实的模型必须包括这两种影响。本文利用谱爱因斯坦程序（SpEC）研究了磁化黑洞-中子星双星系统的并合后演化.我们使用有限温度的核物质状态方程，并在泄漏近似下考虑中微子效应。为了达到所需的精度，我们介绍了改进的SpEC的实施广义相对论磁流体动力学（MHD），包括使用立方体球多面体网格和改进的方法处理超音速吸积流原始变量恢复是困难的。我们发现，种子磁场触发一个持续的热源，但其热效应在很大程度上被抵消的吸积和扩展的环面从MHD相关的角动量输运。中微子光度在模拟开始时达到峰值，然后在前20 ms显著下降，但磁化和非磁化磁盘的方式大致相同。加热速率和盘的光度在此后下降得慢得多。这些演化特征对网格结构和分辨率、MHD方程的公式化和种子场强度不敏感，尽管湍流效应并不完全收敛
2017-10-20 astro-ph.HE gr-qc
The Spin Evolution of Fast-Rotating, Magnetized Super-Chandrasekhar White Dwarfs in the Aftermath of White Dwarf Mergers
两颗白矮星合并后残留物的演化至今仍是一个悬而未决的问题。此外，很少有研究讨论残骸是质量大于钱德拉塞卡极限质量的磁性白矮星的情况。角动量的损失可能会使合并的残余物达到适合发展热核爆炸的物理条件。或者，残余物可能倾向于重力或旋转不稳定性，这取决于合并后达到的初始条件。偶极磁制动是可以驱动这种角动量损失的机制之一。然而，这些损耗发生的时间尺度取决于几个参数，如磁场的强度。此外，合并留下了一个环绕的开普勒圆盘，可以被新形成的白矮星吸积。在这里，我们计算合并后的超磁白矮星磁化的演变，考虑到所有相关的物理过程。这些包括作用在恒星上的磁力矩，开普勒盘的吸积，穿过盘的磁场线，以及白矮星核心的热演化。我们发现，中央残留物可以达到适合发展热核爆炸的条件之前，其他不稳定性（如逆β衰变不稳定性或长期轴对称不稳定性）达到，这反而会导致引力坍缩的磁化残留物。
2018-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A lanthanide-rich kilonova in the aftermath of a long gamma-ray burst
University of Rome “Tor Vergata”（罗马第二大学）；INAF - Istituto Nazionale di Astrofisica（意大利国家天体物理研究所）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；The University of Arizona（亚利桑那大学）；The University of New Mexico（新墨西哥大学）；Seoul National University（首尔大学）；Istituto Nazionale di Ricerca Metrologica（意大利国家计量研究所）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文台）；Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas（巴西物理研究中心）；Centro Federal de Educação Tecnológica Celso Suckow da Fonseca（塞尔索·苏科瓦·达丰塞卡联邦技术教育中心）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所（西班牙高等科研理事会））；Universidad de Málaga（马拉加大学）；Beijing Normal University（北京师范大学）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理柏米特研究所）；University of Bath（巴斯大学）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；International Center for Advanced Studies & Instituto de Ciencias Físicas, ECyT-UNSAM & CONICET（高级国际研究中心与物理科学研究所，萨米萨大学理学院与阿根廷国家科学研究委员会）；SOAR Telescope/NSF’s NOIRLab（SOAR望远镜/美国国家光学红外天文研究实验室）
本研究通过对GRB 230307A的多波段观测与建模，发现其晚期光球退行和光度快速衰减（t^-2.7）支持富镧系元素抛射物复合，揭示了长暴中千新星的形成机制。
2026-09-22 astro-ph.HE
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
Central Engine-Powered Bright X-ray Flares in Short Gamma-Ray Bursts: A Hint of Black Hole-Neutron Star Merger?
短伽马射线暴可能起源于双中子星（NS）或黑洞（BH）与NS的合并。我们认为，明亮的X射线耀斑与中央发动机的反应性可能暗示BH-NS合并，因为这样的合并可以提供更多的回落材料，因此更大的吸积盘比NS-NS合并。利用Swift/X射线望远镜对49个短爆发进行跟踪观测，发现其中3个短爆发具有明亮的X射线耀斑，其中2个短爆发的3个耀斑可能与中心发动机反应性有关。我们认为，这两个爆发可能起源于BH-NS合并，而不是NS-NS合并。我们提出的中央发动机驱动的明亮X射线耀斑和BH-NS合并事件之间的联系可以通过未来先进的LIGO和Virgo的引力波探测来检查。
2018-03-27 astro-ph.HE
The dusty aftermath of SN Hunt248: merger-burst remnant?
SN Hun 248被归类为一个非终端喷发（SN“冒名顶替者”），来自一颗直接识别和高度可变的冷超巨星。2014年的爆发达到了与历史上的亮蓝变星（LBV）Eta Car爆发相当的峰值亮度，并表现出多峰的光学光变曲线，在大约100天后迅速消失。我们报告紫外线（UV）通过光学观测SN Hunt 248与哈勃太空望远镜（HST）约1年后爆发，和中红外观测与斯皮策太空望远镜爆发前和下降。哈勃望远镜的数据揭示了一个源，它的视亮度比现有的最暗的前体恒星的测量值暗10倍。紫外光谱能量分布（SED）需要一个强大的巴耳末连续，符合热B4-B5光球衰减灰色拱消光。源的大量中红外过量与质量为10^{-6} - 10^{-5} MSun的热尘埃的热发射一致，其几何范围与2014年事件的喷出物的膨胀半径相当。SED模型表明，尘埃由相对较大的颗粒（>0.3 μ m）组成，这可能与我们推断的紫外光学对应物的灰色拱星消光有关。对前兆测光的修正分析也与星周尘埃的灰色消光一致，并表明恒星的初始质量可能是之前估计的两倍（约60 MSun）。对早期爆发数据的重新分析表明，爆发的峰值亮度和外流速度与恒星合并候选者所表现出的趋势一致，这促使人们猜测SN Hunt 248也可能源于大规模恒星合并或共同包络抛射。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Detectability of compact binary merger macronovae
我们研究了发生在双中子星和中子星黑洞合并之后的放射性供电的电磁瞬变（macronovae）的光学和近红外光度和可探测性。我们探讨的瞬态，从动态喷出物和那些从不同类型的风外流。基于全核网络模拟，我们计算了不同波段的光变曲线。我们通过比较a）两个不同的核反应网络和b）两个macronova模型来仔细检查结果的稳健性。我们特别探讨如何敏感的结果是生产的α衰变反式铅核。我们比较了两种常用的质量模型：微滴-射程液滴模型（FRDM）和Duflo和Zuker的核质量模型（DZ 31）。我们发现，大量的α-衰变的反式铅核产生的macronovae的可观测性有显着的影响。例如，DZ 31模型产生了相当大的丰度，导致更大的加热速率和热化效率，因此预测了更明亮的macronova瞬变。我们发现，从NSNS模式的动态喷出物可以达到峰值K波段幅度超过-15，而那些从NSBH的情况下，可以达到超过-16。我们的一些风力模型也可以达到类似的值。我们的几个模型（风和动态喷出物）产生的属性是类似的瞬态，在短期GRB 130603 B的后果观察。我们进一步探索了当前和未来仪器（如VISTA，ZTF和LSST）的预期macronova检测频率。
2016-11-29 astro-ph.HE
FRB 171019: An event of binary neutron star merger?
快速射电暴FRB 171019在ASKAP首次发现时相对明亮，但后来被GBT和CHIME发现为三次微弱的重复爆发。这些观测结果引发了关于第一个亮爆发是否与随后的重复爆发具有相同机制的讨论。对FRB 171019提出了一个双中子星合并模型，其中第一次亮爆发发生在合并事件期间，而随后的重复爆发是由星震引起的，并且通常较弱，因为星震的能量释放率很难超过灾难性合并事件。这种情况与观测结果一致，即没有检测到的爆发像第一个一样明亮。
2019-12-15 astro-ph.HE
Hot springs and dust reservoirs: JWST reveals the dusty, molecular aftermath of extragalactic stellar mergers
利用JWST对四颗亮红新星进行红外观测与辐射转移建模，测量其尘埃质量与晚期性质，发现其对宇宙尘埃总量贡献可达核心坍缩超新星的约25%，并揭示含氧分子特征，凸显了红外研究的重要性。
2025-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Pulsar revival in neutron star mergers: multi-messenger prospects for the discovery of pre-merger coherent radio emission
研究了由致密天体间磁层相互作用引起的中子星合并前相干射电辐射。我们考虑两个合理的辐射机制，并表明，如果一个中子星有一个表面磁场$B_{\rm s} \ge 10^{12}$ G，相干毫秒射电爆发的特征时间形态和倾角的依赖性是可观察到的Gpc距离与下一代无线电设施。我们探索多信使和多波长的方法来识别NS合并起源的无线电爆发，如在快速无线电爆发调查，伽马射线暴和引力波事件的触发观测，以及在寻找kilonova和无线电余辉发射的快速射电暴的光学/无线电跟踪。我们目前和未来的观测设施，我们的研究结果，并提出建议，验证或约束模型。
2022-12-02 astro-ph.HE
Search for pre-burst emission from binary neutron star mergers with Spectrum-Roentgen-Gamma
本研究评估了利用Spectrum-Roentgen-Gamma望远镜观测双中子星并合前暴辐射的能力，并调查了爆发前不到两天进入视场的首个此类事件GRB210919A。
2022-09-01 astro-ph.HE
Short Gamma-Ray Bursts from the Merger of Two Black Holes
短伽马射线暴（GRB）是宇宙起源的爆炸，被认为与两个致密物体的合并有关，两个中子星，或者一个中子星和一个黑洞。至少存在一颗中子星一直被认为是该模型的基本要素：它的潮汐破裂提供了所需的重子物质，这些物质在合并后的黑洞上的快速吸积为爆发提供了动力。费米卫星最近试探性地探测到一个短伽马射线暴，它与两个黑洞合并产生的引力波信号GW 150914有关，这对这一标准范式提出了挑战。在这里，我们表明，演化的两个高质量，低金属量的恒星与主序旋转速度的百分之几十的临界速度最终经历一个弱的超新星爆炸{ \em可以}产生一个短的伽马射线暴。最后一颗爆炸恒星的外层仍然被束缚着，并在大半径处形成圆形。随着时间的推移，圆盘冷却并变成中性，抑制了磁旋转不稳定性，从而抑制了粘性。这个盘保持“长期死亡”状态，直到合并前阶段的潮汐扭矩和冲击将其加热并重新点燃吸积，迅速消耗盘并为短伽马射线暴提供动力。
2016-03-22 astro-ph.HE
Scenario Machine: fast radio bursts, short gamma-ray burst, dark energy and Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory silence
在中子星-中子星（NS+NS）或中子星-黑洞（NS+BH）双星合并模型的框架下讨论了最近报道的快速射电暴（FRB）的发现.我们专注于我们认为是最重要的问题：什么是NS合并率给定的FRB率（1/1000年$^{-1}$每个星系）是不一致的伽马射线暴率所讨论的桑顿，应该显着更高。我们发现，NS合并率和观察到的FRB率之间没有差异的情况下，机器人口合成的框架-为100-150公里秒$^{-1}$踢速度的平均NS合并率是1/500-1/2000年$^{-1}$每个星系z = 0.5-1。基于场景机NS合并率估计，我们讨论了缺乏积极的探测地面干涉仪，考虑激光干涉仪引力波天文台。
2014-06-29 astro-ph.HE
Long gamma ray burst rate in the binary merger progenitor model
长伽马射线暴（GRB）可能产生于大质量恒星的核塌缩。然而，在高红移下，长伽玛暴速率并不跟随恒星形成速率（SFR）。在这封信中，我们专注于双星合并模型，并认为合并后的高自旋氦星是长伽玛暴的祖先。在这种情况下，我们估计伽玛暴率的人口合成方法与金属丰度的演变。由于风的质量损失较弱以及恒星演化的差异，低金属丰度双星比太阳金属丰度双星更容易成为长伽玛暴的前身星。在我们的结果中，长伽玛暴速率与观测速率大致一致，并表现出与观测红移演化相似的行为。
2017-11-08 astro-ph.HE
Merger delay time distribution of extended emission short GRBs
短持续时间伽马射线暴（sGRB）的最流行的祖先模型是两个致密物体的合并。然而，短伽玛暴的总体表现出一定的多样性：一些爆发显示出扩展发射（EE），在最初的短脉冲之后，持续几百秒的软$γ$射线。目前还不清楚这种爆发的起源是否与紧凑的物体合并有关。在合并假设中，短伽玛暴的红移（$z$）分布受合并延迟时间的影响，即，合并和双星系统形成之间的时间，这是由紧密双星阶段期间引力波损失的时间尺度决定的。我们研究红移分布的短伽玛暴与扩展发射，看看他们的形成通道是否需要相当大的延迟后，恒星形成插曲。我们的结果表明，EE突发的$z$分布符合合并模型。我们试图比较EE和非EE短突发的延迟时间分布。然而，在有限的样本量内未观察到统计学显著差异。
2017-10-13 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
Bimodal distribution of short gamma-ray bursts: evidence for two distinct types of short gamma-ray bursts
最近，GRB 170817 A被证实与GW 170817有关，GW 170817是由中子星-中子星合并产生的。这表明至少有一些短的伽马射线暴来自于双中子星合并。理论上，人们普遍认为短伽马射线暴可以由两种截然不同的机制产生，即双中子星合并和中子星-黑洞合并。这两类爆发由于触发机制不同，在观测上应该是不同的。基于这一想法，我们收集了一个由$Swift$ /BAT观测到的51个短伽马射线暴组成的通用数据集，其中14个事件具有扩展发射分量。我们统计研究了这51个事件的观测特征。结果发现，我们的样品是由两个不同的群体。当它们在15-150 keV波段的峰值光子通量相对于相应的注量作图时，它们清楚地显示出双峰分布。最有趣的是，所有14个短爆发的扩展发射位于一个特定的区域。当将注量与爆发持续时间作图时，具有延长发射的短爆发再次倾向于集中在长持续时间段。这些特征强烈地表明，短伽马射线暴确实可能来自两种不同类型的祖先。我们认为，那些具有扩展发射的短伽马射线暴来自中子星的合并，而没有扩展发射的短伽马射线暴则来自中子星-黑洞的合并.
2019-10-04 astro-ph.HE
Neutron Star Mergers as sites of r-process Nucleosynthesis and Short Gamma-Ray Bursts
中子星合并一直被认为是重$r$过程核合成的有希望的场所。我们概述了支持这一设想的观测证据，包括：银河系中$r$过程元素的总量、极端贫金属恒星、地质放射性元素丰度、矮星系和短伽马射线暴（sGRB）。最近，先进的LIGO和Virgo天文台发现了一个中子星合并的引力波信号，GW 170817，以及伴随的多波长电磁（EM）对应物。紫外线、光学和近红外线的观测结果表明，在合并喷出物中合成了$r$ -过程元素。从GW 170817和EM对应物推断的速率和喷射质量与其他观测结果一致。然而，我们发现，在简单的一个区域的化学演化模型（基于合并率与合理的延迟时间分布的预期从演化模型，或从sGRBs的观测），这是很难调和的[Fe/H] $\gtrsim -1$银河系恒星的铕丰度历史的当前观测。这意味着，为了解释合并在银河系化学演化中的作用，我们需要一个具有多个种群的银河系模型，这些种群具有不同的空间分布和/或不同的形成率。
2018-01-03 astro-ph.HE
The Photospheric Emission of a Short-Duration Gamma-Ray Burst Emerging from a Realistic Binary Neutron Star Merger
本研究首次通过PLUTO和MCRaT代码模拟真实双中子星合并中相对论喷流的光球辐射，发现轴向辐射峰值约1 MeV且离轴下降，结果与短暴Amati Correlation一致但辐射效率较低。
2025-09-15 astro-ph.HE
Magnetars from Neutron Star--White Dwarf Mergers: Application to Fast Radio Bursts
人们普遍认为，磁星可能诞生于核心坍缩超新星（SNe）、双星中子星（BNS）或双星白矮星（BWD）的合并，或白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）。在本文中，我们研究磁星是否也可以产生于中子星-白矮星（NSWD）合并，由FRB 180924的快速射电暴（FRB）的动机可能来自磁星出生在\cite{mar19}建议的BNS/BWD/AIC通道。通过初步的计算，我们发现，不稳定质量转移的NSWD合并可能导致NS获得一个超强的磁场通过发电机机制，由于差分旋转和对流，或可能通过磁通量守恒的情况下，一个化石场。如果NSWD合并确实可以产生磁星，那么这样的物体可以在耀斑磁星的框架内产生至少一个类似FRB 180924的FRB子集，因为NSWD合并的最终残余物的喷出物，局部环境和宿主星系类似于BNS/BWD/AIC通道。这个NSWD通道也能够很好地解释FRB 180924和FRB 180916.J0158+65的观测特性，在本地环境和宿主星系的大范围内。
2020-04-09 astro-ph.HE
The Population of Helium-Merger Progenitors: Observational Predictions
氦并合伽马射线暴的前身是当一个致密的残余物（中子星或黑洞）与它的伴星氦核经历一个共同的包层螺旋上升时，迅速吸积到它上面而产生的。这一合并阶段在这些爆发周围产生了一个非常独特的环境，最近的观测表明，在某些情况下，我们在GRB余辉中检测到了过去合并的签名。这些观测结果使我们能够第一次研究氦合并祖先的具体特征。在本文中，我们夫妇的人口合成计算，我们目前的理解伽马射线暴发动机和共同的包络演变作出观测预测的氦合并伽马射线暴人口。许多合并不产生伽玛射线暴爆发，我们讨论了这些合并与更广泛的人口的天体物理瞬变的影响。
2012-11-03 astro-ph.HE
The rarity of repeating fast radio bursts from binary neutron star mergers
快速射电暴（FRB）是银河系外的，明亮的脉冲发射在射频与毫秒的持续时间。在观测上，FRB可以分为两类，重复FRB和非重复FRB。目前，已经发现了20个未知物理来源的重复FRB。第一个重复FRB 121102的定位和相关持久射电源的发现支持FRB是由年轻的毫秒磁星提供动力的，这些磁星可能是由大质量恒星或双星中子星合并的核心坍塌形成的。这两个形成通道可以通过双星中子星合并产生的引力波来区分。我们首先计算了加拿大氢强度测绘实验（CHIME）观测到的重复FRB的局部形成率的下限。然后，我们表明，只有一小部分（$6\%$）的重复FRB产生的年轻磁星从二中子星合并，基于引力波探测先进LIGO/室女座引力波探测器的第三次观测运行（O3）。因此，我们认为，重复的FRB更可能是由大质量恒星的核心坍缩而不是双星中子星合并产生的磁星。
2020-03-04 astro-ph.HE
Are binary black hole mergers and long gamma-ray bursts drawn from the same black hole population?
本文比较了人口的BBH合并检测LIGO/Virgo与选定的长GRB世界模型卷积的延迟函数（LGRB被用作恒星质量BH形成的示踪剂）。比较涉及的红移分布和分数的LGRB需要产生本地率的BBH合并。我们发现，BBH合并和LGRB不可能有相同的形成历史，除非BBH合并有几个Gyr的长合并时间。这意味着在红移z~2-3的长伽玛暴形成高峰期产生的BH在当前GW干涉仪的视界内合并。我们还表明，LGRB是更多的比BBH合并，使他们中的大多数不结束他们的生命在BBH合并。我们解释这些结果表明，BBH合并和LGRB构成两个不同的人口的恒星质量BH，LGRB更频繁比BBH合并。我们推测，LGRB的后代可能更像银河系的高质量X射线双星比BBH合并。最后，我们讨论了BBH合并中可能存在一个快速旋转的LGRB后代的子种群，表明这个种群，如果它存在的话，预计将成为超过红移z ~ 1的主导，导致BBH合并的观测性质的变化。
2022-09-01 astro-ph.HE
Evidence for a dual population of neutron star mergers from short Gamma-Ray Burst observations
短持续时间的伽马射线暴被认为起源于双星系统中中子星的合并。它们被检测为短暂的（$<$ 2秒），强烈的伽马射线辐射闪光，随后是较弱的，迅速减少的余辉。当它们的灵敏度足够低时，它们有望被先进的LIGO和Virgo探测到。在最近的一项研究中，我们发现了一群短伽马射线暴，它们本质上是微弱的，而且就在附近。在这里，我们提供的证据，有利于存在这种新的人口，很难复制与场中子星二元聚结模型。我们认为这些系统可能是球状星团中动态产生的，并且可能是黑洞和中子星合并的结果。先进的LIGO和Virgo观测到了与球状星团动力学形成相一致的高速率NSBH合并，这将证实这一假设，并将有助于推导出球状星团内黑洞的质量函数，以及微弱短伽玛暴的光度函数。
2016-06-09 astro-ph.HE
Connecting the Young Pulsars in Milky Way Globular Clusters with White Dwarf Mergers and the M81 Fast Radio Burst
本文提出银河系球状星团中的年轻脉冲星源于经历核坍缩星团中的白矮星并合，其自转减慢过程重现了观测特征，并推测其可能是M81快速射电暴的能源中子星后代。
2023-06-23 astro-ph.HE
Jet collimation in the ejecta of double neutron star merger: new canonical picture of short gamma-ray bursts
对伽马射线暴（SGRB）余辉中喷流破裂的观测表明，喷流具有小于10°的小张开角。射流的准直机理是一个长期存在的理论问题。数值分析了双中子星并合过程中喷流在物质中的传播，结果表明，当喷出物质量大于10^{-2} M_{sun}时，喷流会受到茧的约束，并以所需的准直角从喷出物中射出.我们的研究结果还表明，有一些人口的窒息（失败）SGRB或低亮度的新类型的事件。通过构建SGRB 130603 B的模型，它与第一个kilonova/macronova可以didate，我们推断，中子星的状态方程将足够软，以提供足够的喷出物准直喷流，如果这个事件与双中子星合并。
2014-03-04 astro-ph.HE
Detectability of radio afterglows from binary neutron star mergers and implications for fast radio bursts
双中子星（BNS）合并是重复和非重复快速射电暴（FRB）的起源之一，它将FRB与引力波和短伽马射线暴（GRB）联系起来。在这项工作中，我们探讨从BNS合并的无线电余辉的可探测性，并将其与所观察到的FRB余辉的无线电极限进行比较。我们计算的余辉通量由两个组件供电：一个相对论性喷流和一个较慢的各向同性喷出物，并量化的源红移，观测时间和通量灵敏度的函数的检测概率。模型参数分布采用了由GRB短余辉推断的模型参数分布，视角分布（均匀球形、引力波、轴上有偏）采用了不同的假设，以反映不同的搜索场景。假设FRB没有强波束，我们与用报告的无线电极限检测到的FRB进行比较，发现检测概率一般为1- 10%，因此考虑到小样本数（<10），对BNS祖先模型没有强约束。特别是对于一些附近的FRB（例如180916.J0158+65，190608），我们发现在合并后1- 10年在$\sim$附近达到峰值的各向同性分量的检测机会很高（在10 $μ$ Jy灵敏度下>20%）。因此，对这些天体的持续无线电辐射进行长期的无线电监测是非常重要的。
2020-08-17 astro-ph.HE
Event Rate of Fast Radio Burst from Binary Neutron-star Mergers
本文结合星族合成与中子星磁场衰减模型，估计旋进阶段产生周期性FRB的高磁化双中子星并合事件率，得出红移z<1内每年约8万次、占总并合19%。
2023-07-05 astro-ph.HE
The Smoking Guns Of Short Hard Gamma Ray Bursts
伽马射线短硬爆（SHB）的X射线余辉提供了令人信服的证据表明，SHB是由高度相对论性喷流产生的，这些喷流是在中子星合并和/或低质量X射线双星中中子星的质量吸积过程中产生的旋转动力毫秒双星。通过引力波探测相对较近的Ligo-Virgo中子星并合，以及随后的离轴较远的短GRB或具有类MSP光变曲线的SHB的孤馀辉，将毫无疑问地证实SHB的中子星并合起源。
2017-10-15 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$\sim8.21^{+0.77}_{-0.75}…
2022-07-30 astro-ph.HE
Dispersion and Rotation Measures from the Ejecta of Compact Binary Mergers: Clue to the Progenitors of Fast Radio Bursts
自从发现与银河SGR 1935+2154相关的FRB 200428以来，磁星被认为是快速射电暴（FRB）的动力。人们普遍认为磁星可以通过核心坍缩（CC）爆炸和致密的双星合并形成，例如双星中子星（BNS），双星白矮星（BWD）和中子星-白矮星（NSWD）合并。因此，重要的是要区分不同的祖细胞。并合喷出物的膨胀产生了随时间演化的色散测度（DM）和旋转测度（RM），可以探测FRB的局部环境。在本文中，我们推导出的DM和RM的标度律不同的动力学结构（质量和能量分布）的喷出物在均匀的环境介质（合并的情况下）和风环境（CC的情况下）。我们发现，在合并的早期阶段，DM和RM将增加，而DM将继续缓慢增长，但RM将减少在合并的情况下，在后期阶段。在BNS合并情景下，我们首次同时拟合了FRB 121102的DM和RM演化，发现它在2012年首次被探测时的源年龄为$ \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
Jet Propagation in Expanding Medium for Gamma-Ray Bursts
双星中子星（BNS）合并事件GW 170817清楚地表明，BNS合并发射了一个短的伽马射线暴（sGRB）喷流。与周围介质静止的BNS星不同，在BNS合并中，喷流通过以相当大的速度（$\sim 0.2c$）向外膨胀的合并喷出物传播。在这里，我们提出了半解析和解析模型来解决伽玛暴射流通过其周围介质的传播。这些模型改进了我们以前的模型，包括射流准直茧自洽。我们还进行了一系列的二维数值模拟的射流传播在BNS合并和在Bensars来测试我们的模型。我们的模型在各个方面（射流头半径，茧的横向宽度，包括准直，茧压力，射流茧形态的射流张开角）与数值模拟是一致的。茧的能量组成被发现是不同的，这取决于周围介质是否正在扩大或不;在BNS合并射流的情况下，茧的能量主要是由动能，而它主要是由内能在BNS合并射流。我们的模型将有助于估计电磁对应的引力波。
2020-10-21 astro-ph.HE
An assessment of the Association Between a Fast Radio Burst and Binary Neutron Star Merger
快速射电暴（FRB）是宇宙学距离上的神秘明亮的毫秒级射电暴。虽然年轻的磁星已被提出作为主要的源候选者，但最近的观测表明可能有多个FRB祖先类。长期以来，人们一直认为FRB可以从紧凑的物体合并中发射出来-例如双星中子星（BNS）合并的灾难性事件，可以通过地面激光干涉仪引力波天文台（LIGO）和Virgo在引力波（GW）中检测到。在这里，我们报告了在LIGO-Virgo第三次科学运行的前六个月期间检测到的21个GW源中唯一的BNS合并事件GW 190425与使用公共GW和CHIME FRB数据搜索的明亮，非重复的FRB事件FRB 20190425 A之间的潜在巧合。FRB位于GW的天空定位区域内，发生在GW事件之后2.5小时，并且具有与从GW参数估计推断的距离一致的分散测量。数据库中不相关的FRB和GW事件之间重合的机会概率估计为0.0052（$2.8 σ$）。我们估计的机会CHIME检测到这样的事件范围从0.4%的光束中心检测到68%，如果一个明亮的突发是在一个远旁瓣检测。这种潜在的关联与BNS合并留下一个超大质量、高度磁化的致密物体的理论是一致的，该物体在由于自旋下降而失去角动量后坍缩形成黑洞，并通过喷射磁层形成FRB。如果这样的物理关联成立，合并后致密天体的状态方程很可能是刚性的，中子星残骸的最大质量为托尔曼-奥本海默-阿斯托夫非自旋最大质量$M_{TOV} > 2.63_{-0…
2022-12-01 astro-ph.HE
The remnant of neutron star-white dwarf merger and the repeating fast radio bursts
宇宙学距离上的快速射电暴（FRB）仍然有着隐藏的物理起源。此前，Liu（2018）提出了一种场景，即中子星（NS）和白矮星（WD）之间的碰撞可能是非重复FRB的祖先之一，并注意到如果在这种NS-WD合并后形成磁星，则也可以解释重复FRB。在本文中，我们调查这个通道的磁星形成更详细。我们认为，NS-WD合并后，冷却和角动量重新分配后，可能会崩溃为一个黑洞或一个新的NS，甚至仍然是一个混合WDNS，这取决于总质量的NS和WD。特别地，如果WD的核心坍缩到NS中，而WD的大量简并电子被压缩到新NS的外层，则新形成的NS可以是磁星。新生磁星的差速旋转可以使电子和正电荷产生不同的角速度，从而形成强磁场。这样的磁星可以通过地壳运动或星震引起的磁重联为重复的FRB提供动力。
2020-02-10 astro-ph.HE
Are all short-hard gamma-ray bursts produced from mergers of compact stellar objects?
短硬伽马射线暴的起源和前身仍然是一个谜和一个高度争论的话题。最近的雨燕观测表明，这些伽玛暴可能与退化致密星的灾难性爆炸有关，称为“I型”伽玛暴。最流行的模型包括两个紧凑恒星物体（NS-NS或NS-BH）的合并。我们利用Monte Carlo方法来确定合并祖模型是否可以自洽地解释所有短硬GRB的观测，包括在斯威夫特时代的红移测量的样本（z-已知的样本）和CGRO/BATSE样本。我们应用各种合并的时间延迟分布调用紧凑的恒星合并模型，以获得这些I型伽玛暴的红移分布，然后约束未知的亮度函数的I型伽玛暴使用所观察到的亮度红移（L-Z）分布的z-已知的样本。最佳的光度函数模型，以及所采用的合并延迟模型，然后被应用到面对的峰值流量分布（log N - log P分布）的BATSE和雨燕样本。我们发现，对于所有的合并模型调用一系列的合并延迟时间尺度（包括那些调用大部分的“即时合并”），这是很难调和的模型与所有的数据。相反，数据在统计上与以下两种可能的情况一致。首先，短/硬伽玛暴是致密星合并起源（I型）伽玛暴和追踪恒星形成历史的伽玛暴的叠加，这可能与大质量恒星的死亡有关（II型伽玛暴）。第二，整个短/硬伽玛暴人口是一致的一个典型的延迟2 Gyr相对于恒星形成的历史与适度的分散。这可能指向一个不同于传统紧凑型恒星合并模型的I型祖先。
2010-11-20 astro-ph.HE
A Search for Neutron Star-Black Hole Binary Mergers in the Short Gamma-Ray Burst Population
短伽马射线暴（SGRB）现在被认为是两个致密天体合并的产物。然而，存在两种可能的形成通道：中子星-中子星（NS - NS）或NS -黑洞（BH）。具有里程碑意义的SGRB 170817 A通过对它的引力波信号的分析，为NS- NS通道提供了证据。我们调查了完整的人口与相关的红移（39个事件）的SGRB，并寻找任何部门，可能表明一个NS - BH形成通道也有贡献。虽然没有结论性的二分法被发现，我们发现了几条线的证据，暂时支持的假设，延长发射（EE; 7事件）构成失踪的合并人口：他们是独一无二的，在大的能量波段的敏感性，其持续时间，并具有统计上不同的能量和主机星系偏移相比，定期（非EE）SGRB。如果这一点通过未来的引力波探测得到证实，它将最终推翻SGRB的磁星模型。此外，我们确定了第一个统计上显着的反相关SGRB从他们的宿主星系的偏移量和他们的即时发射能量。
2020-05-07 astro-ph.HE
Possible High-Energy Neutrino and Photon Signals from Gravitational Wave Bursts due to Double Neutron Star Mergers
随着引力波和中微子探测器技术的日益成熟，天文学迎来了多信使时代。先进的引力波探测器即将对与双中子星合并（NS-NS）相关的引力波爆发（GWB）做出突破性的发现。因此，研究这些GWB可能的电磁（EM）和中微子发射对应物是必要的。最近的观测和数值模拟表明，至少有一小部分NS-NS合并可能会留下一个巨大的毫秒磁星作为合并产物。在这里，我们表明，质子加速的磁星风推动在合并过程中发射的喷出物提供动力的前向冲击将与消散的磁星风中产生的光子相互作用，并发出高能量的中微子和光子。我们估计的中微子的典型能量和注量从这样的情况下。我们发现，$\sim$ PeV中微子可以从冲击波阵面发射，只要喷射物可以加速到相对论速度。即使在最乐观的情况下，来自这些事件的漫射中微子通量也太低，无法解释冰立方合作组织宣布的两个事件，但它仅略低于伽马射线暴的漫射通量，使其成为$\sim$ PeV中微子漫射背景的重要候选者。这些事件的中子-π介子衰变使它们成为亚TeV伽马射线扩散背景的温和贡献者。
2013-08-04 astro-ph.HE
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
Constraints on long-lived remnants of neutron star binary mergers from late-time radio observations of short duration gamma-ray bursts
双中子星（NS）系统的合并在某些情况下可能会产生一个大质量的NS残留物，它是长期存在的，并且可能无限期地稳定到引力坍缩。这种残余物被认为是解释在一些短时间的伽马射线暴（GRB）之后观测到的晚期X射线发射的一种解释，也可能是引力波啁啾的电磁对应物。一个稳定的南北向合并残留物必然具有大于1 e52 erg的大旋转能量，其中大部分最终以温和的相对论速度沉积到周围的环爆介质（CBM）中。我们提出了甚大阵射电观测的7个短伽玛暴，其中一些具有时间延长的X射线发射，在时间尺度上的1-3年后的初始爆发。没有检测到射电源，在1.4 GHz时的典型上限约为0.3 mJy。一个基本模型的同步辐射从爆炸波被用来约束在每个系统中存在一个长寿命的NS合并残余。根据伽玛射线暴的不同，我们的未探测到转化为CBM密度的上限n < 3e-2 - 3e-3粒子/cm ^3，这是与残余假设一致所必需的。我们的上限排除了GRB 050724和060505中的长寿命残留物，但不能排除其他系统中的这种残留物，因为它们基于余辉建模或缺乏这种约束的推断CBM密度较低。在不久的将来，更多的VLA观测可能会对这些系统中合并残余的存在施加更严格的限制。长寿的NS合并残留物的人口也将受到限制，他们（非）检测与即将到来的无线电瞬态调查。
2013-10-16 astro-ph.HE
Identifying potential binary neutron star merger events from the Fermi GBM Gamma-Ray Burst Catalog
该研究分析 Fermi GBM Burst Catalog，结合 UMAP 降维与聚类，依据 T90、Epeak 和注量识别潜在 BNS 并合相关短伽马射线暴，并以已知千新星候选体验证方法。
2025-07-24 astro-ph.HE
A systematic study of binary neutron star merger rate density history using simulated gravitational wave and short gamma-ray burst observations
本文通过联合模拟先进LIGO引力波和Fermi/GBM短伽马暴观测，系统研究双中子星并合率密度历史，给出不同样本量下的测量精度及sGRB与BNS并合率之比η的约束能力。
2025-07-05 astro-ph.HE
Unpacking merger jets: a Bayesian analysis of GW170817, GW190425 and electromagnetic observations of short gamma-ray bursts
本研究通过贝叶斯分析约束短伽马射线暴喷流结构和双中子星并合率，发现低光度宽角喷流证据，并给出并合率新约束。
2023-05-11 astro-ph.HE
Significant cocoon emission and photosphere duration stretching in GRB 211211A: a burst from a neutron star - black hole merger
本文利用结构化喷流的概率光球模型，通过持续时间拉伸效应解释了GRB 211211A异常长持续时间的成因，结合热茧辐射和红千新星分量拟合光曲线，论证了其中子星-黑洞并合起源，并给出了X射线余辉平台的新解释。
2023-05-21 astro-ph.HE
Relativistic ocean $r$-modes during type-I X-ray bursts
吸积中子星在热核X射线爆发时，其光变曲线会出现高频调制，称为爆发振荡。这些频率可以从NS自旋频率偏移几Hz（在独立已知的情况下），并且可以漂移1-3 Hz。一个合理的解释是，在爆发的海洋中存在一个波，其旋转的帧频率是偏移量。当爆发冷却时，波的频率应该降低（在旋转坐标系中），因此解释了漂移。一个强有力的候选者是浮力$r$模式。到目前为止，计算这种模式的频率的模型考虑到径向结构忽略了相对论效应，并预测旋转框架频率为$\sim$ 4 Hz和频率漂移> 5 Hz;太大，与观测结果不一致。我们提出了一个计算，包括框架拖曳和引力红移，减少旋转框架频率高达30%和频率漂移高达20%。更新以前的模型，在爆发后的海洋冷却的模型，更有代表性的热核X射线爆发的详细计算，进一步降低了模式的频率。该模型结合相对论效应，可将模式的旋转频率降到$\sim$ 2 Hz，频率漂移降到$\sim$ 2 Hz，更接近于观测值。
2019-12-11 astro-ph.HE
A peculiar low-luminosity short gamma-ray burst from a double neutron star merger progenitor
双中子星（DNS）并合事件是产生短伽马射线暴（sGRB）和高频引力波（GW）的候选源。2017年8月17日，LIGO-Virgo引力波探测器网络（GW 170817）和NASA { \it Fermi}空间望远镜上的伽马射线监测器（GRB 170817 A）都探测到了这样一个巧合事件。在这里，我们表明，该sGRB的通量和光谱峰值能量落入已知sGRB的分布的较低部分。它的峰值各向同性光度异常低。高于该光度的估计事件率密度至少为$190^{+440}_{-160} {\rm Gpc^{-3} \ yr^{-1}}$，其接近但仍低于DNS合并事件率密度。这一事件可能起源于从大视角观察的结构射流。在{ \it Fermi}档案数据中也有类似的微弱软伽玛暴，其中一小部分可能属于附近的低光度sGRB的新种群。
2018-01-04 astro-ph.HE
A long-duration gamma-ray burst with a peculiar origin
一般认为，长持续时间的伽马射线暴（GRB）与大质量恒星的核心坍缩有关，而短持续时间的GRB则与致密双星的合并有关。然而，越来越多的观察表明，古怪的伽玛暴确实存在，并且需要多个标准（即时发射特性，超新星/千新星协会和宿主星系特性）而不仅仅是爆发持续时间来对伽玛暴进行物理分类。先前报道的长持续时间爆发，GRB 060614，可以被看作是一个短的GRB与延长发射，如果它是在一个更大的距离观察，并与一个kilonova的功能。因此，它属于I型（致密星合并）伽玛暴类别，很可能是双星中子星合并的起源。在这里，我们报告了一个特殊的长持续时间伽马射线暴，GRB 211211 A，其瞬发发射特性在许多方面不同于所有已知的I型伽玛暴，但它的多波段观测表明一个非大质量恒星的起源。特别是，在光学和近红外波长的显着过量发射已被发现，这类似于在一些I型伽玛暴中观察到的千诺瓦发射。这些观测结果指向了一种新的伽玛射线暴祖先类型。一个方案调用白矮星-中子星合并后的磁星引擎合并提供了一个自洽的解释，所有的观察，包括即时伽马射线，早期X射线余辉，以及发动机喂养kilonova排放。
2022-10-04 astro-ph.HE
Constraining a neutron star merger origin for localized fast radio bursts
快速射电暴（FRB）的前身是什么，以及是否存在多种类型的前身是一个悬而未决的问题。具有宿主星系红移的局部FRB的出现允许首次直接测试各种发射模型。鉴于最近本地化的两个非重复FRB（FRB 180924和FRB 190523），我们讨论了选择FRB发射模型，并演示了我们如何可以把约束的关键模型参数，如磁场强度和年龄的推定FRB发射中子星。特别是，我们专注于紧凑的二元合并事件，涉及至少一个中子星，由FRB的宿主星系和主机之间的共性，这样的合并事件/短伽马射线暴（SGRB）的动机模型。我们排除的可能性，无论是FRB的合并双星系统的最后inspiral阶段期间产生。在可能的情况下，我们预测与给定模型相关的电磁发射的光变曲线，并使用它来推荐多波长后续策略，这些策略可能有助于确认或排除未来FRB的模型。此外，我们进行了有针对性的亚阈值搜索费米伽马射线暴监视器数据的潜在SGRB候选人与FRB，并显示什么是非检测手段相关的模型。在这项研究中提出的方法可以很容易地应用到未来本地化的FRB，并适应可能的核心坍缩超新星祖先的来源，以帮助限制FRB人口的潜在模型。
2020-08-19 astro-ph.HE
The Rate of Short Duration Gamma-Ray Bursts in the local Universe
中子星双星合并导致了引力波事件，GW 170817，在探测到短持续伽马射线暴（SGRB）对应物GRB 170817 A之后，加强了与SGRB的合并关联。在这里，我们认为人口的本地伽马射线暴的持续时间适度短（$T_{90}<4 \textrm{ s}$）和$d < 200 \textrm{ Mpc}$内，可能起源于类似的紧凑的二进制合并的约束。利用雨燕/爆发警报望远镜监测的$\sim14.5 \textrm{ years}$的局部伽马射线暴，我们没有发现在这个距离范围内有很高可能性的事件，并为$<4\ \textrm{y}^{-1}$的这种事件的全天速率设定了上限。对于费米/伽玛射线暴监测器（GBM）和CGRO/暴和瞬变源实验（BATSE）探测到的暴，其定位具有相当大的不确定性，我们与$d<100 \textrm{ Mpc}$的2 MASS红移巡天星系进行了交叉相关，得到了较弱的$< 12\ \textrm{y}^{-1}$约束。从GBM和BATSE爆发中对起源于邻近星系软伽马射线中继器（$d < 11 \textrm{ Mpc} $）的巨型耀斑进行单独的相关搜索，得出$<3\ \textrm{y}^{-1}$的上限。
2019-07-31 astro-ph.HE
Using negative-latency gravitational wave alerts to detect prompt radio bursts from binary neutron star mergers with the Murchison Widefield Array
我们研究如何快速射电暴（FRB）的信号预测合并期间产生的一个双中子星（BNS）可能会被发现在低频无线电观测触发的aLIGO/室女座引力波探测器。考虑了Murchison宽场阵列（MWA）后续观测的快速性、定向精度和灵敏度。我们表明，与目前的方法，快度标准失败的触发MWA观测136 MHz以上的BNS合并在aLIGO/室女座地平线，预计几乎没有色散延迟。通过触发aLIGO/Virgo观测BNS inspiral产生的引力波的“负延迟”警报来计算预期的响应时间减少。这允许观测高达300兆赫的无线电信号，预计将更强。为了弥补这些警报预期的位置精度差，我们提出了一种新的MWA观测模式，能够查看四分之一的天空。我们表明，这种模式的灵敏度足以检测到类似于GW 170817事件的FRB样爆发，如果它发生在正在进行的aLIGO/处女座第三次科学运行（O3）。
2019-08-23 astro-ph.HE
Binary neutron star merger rate via the luminosity function of short gamma-ray bursts
利用截至2017年10月的所有短伽玛暴（sGRB）的星表数据，模拟了短伽马射线暴（GRB）的光度函数。通过从“Yonetoku相关性”获得的“伪红移”来估计光度，假设宇宙恒星形成率和它们的祖先的生产率之间存在标准延迟分布。虽然简单的幂律被排除在高置信度之外，但指数截止幂律和破幂律模型都能很好地拟合数据。利用这些模型的导出参数以及从余辉观测中得到的喷流张开角的保守值，导出了短暴的真实速率。假设每颗中子星并合产生一个短伽玛暴，推导了在过去、现在和未来的引力波探测器网络配置下，这些并合产生的引力波探测率。因此，在$68 \%$置信度下，针对BNSM速率，推导出aLIGO-VIRGO的$1.87 \pyr$和即将到来的aLIGO-VIRGO-KAGRA-LIGO/India配置的$3.11 \pyr$的严格下限。从这项工作中计算出的BNSM率以及从迄今为止唯一确认的BNSM观察中独立推断出的BNSM率显示出轻微的张力;然而，不能排除所有BNSM都产生sGRB的情况。
2018-03-28 astro-ph.HE
Neutron Star Merger Rates from Multi-messenger Observations: Clues to the Physical Origin of the Short and Long-short Gamma-ray Bursts
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
本文通过多信使观测计算中子星并合导致短时标和长-短伽马射线暴的本地率，发现包含GRB 061201事件的速率较高，排除该事件后速率较低，且LIGO/Virgo/KAGRA观测结果进一步表明电磁明亮并合率较低，挑战了中子星并合作为短时标和长-短伽马射线暴起源的假设。
2026-04-08 astro-ph.HE
