The Emergence of a Lanthanide-Rich Kilonova Following the Merger of Two Neutron Stars
我们报告发现和监测的近红外对应物（AT 2017 gfo）的一个二元中子星合并事件检测到的引力波源的先进LIGO/处女座（GW 170817）和作为一个短的伽马射线暴费米/GBM和积分/SPI-ACS（GRB 170817 A）。瞬态光的演化与“kilonova/macronova”行为的预测一致，由中子星喷出物中通过r过程核合成产生的大量富中子核素的放射性衰变提供动力。特别是，这种情况的证据是从哈勃太空望远镜红外光谱中看到的广泛特征中发现的，类似于镧系元素占主导地位的喷出物的预测，以及近红外KS波段的演化速度比光学慢得多。这表明，晚时间的光是由高不透明度的镧系元素丰富的喷出物，这表明核合成的第三个r-过程峰（原子质量A~195）。这一发现证实了中子星合并产生了kilo-/macronovae，它们至少是宇宙中快速中子捕获核合成的主要-如果不是主导-地点。
2017-10-16 astro-ph.HE
Towards Nebular Spectral Modeling of Magnetar-Powered Supernovae
本研究通过光电离模型模拟磁星供能超新星星云光谱，发现无单一模型能全程匹配SN 2012au，并预测其磁星周期约15毫秒且为强射电源。
2023-03-29 astro-ph.HE
How do Type Ia Supernova Nebular Spectra Depend on Explosion Properties? Insights from Systematic non-LTE Modeling
本文提出了一个辐射转移程序，用于模拟非定域热力学平衡状态下超新星的星云相位谱。我们将其应用到一个系统的研究Ia型超新星使用参数化的1D模型，并显示星云光谱特征取决于关键的物理参数，如爆炸后的时间，总喷出物质量，动能，径向密度分布，和56镍，中间质量元素（IMEs），稳定的铁族元素（IGEs）的质量。我们还量化了原子数据输入中的不确定性的影响。研究结果表明：（1）Ia超新星星云光谱的主要特征对大多数物理参数相对不敏感。参数之间的简并排除了一个独特的测定喷出物的光谱拟合的属性。特别地，特征可以同样很好地拟合通用的M_1-rasekhar质量（M_ch）、亚M_Ch和超M_Ch模型;（2）相当大的（~0.1 Msun）稳定IGE中心区通常被认为是M_Ch模型的证据，但它对光谱拟合并不重要，可能产生不寻常的平顶[CoIII]轮廓;（3）9500 A附近的[SIII]发射强度可以提供一个有用的爆炸核合成诊断;（~0.1兆太阳）未燃烧的C/O混合在整个喷出物中产生观测中未看到的[OIII]排放;（5）谱线峰值波长的变化有时被用来推断喷出物的几何形状，但也可能是谱线混合效应造成的;（6）喷出物密度剖面的陡度影响线形，较平坦的斜率更适合SN 2011 fe的观测，对爆炸模型提供了约束;（7）原子数据的不一致性对谱线比的影响约为30%，这一水平与改变物理参数的影响相似。
2017-04-20 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
A low-mass binary neutron star: long-term ejecta evolution and kilonovae with weak blue emission
我们研究的长期演化的喷出物形成的二元中子星（BNS）合并，结果在一个长寿命的残余NS进行流体动力学模拟与流出数据的数值相对论模拟作为初始条件。在同源膨胀阶段，总喷出物质量达到$\approx0.1\,M_\odot$，平均速度为$\approx0.1\,c$，镧系元素分数为$\approx 0.005$。我们进一步执行辐射转移模拟采用所获得的喷出物的配置文件。我们发现，与大喷出物质量和低镧系元素分数的天真期望相反，光学发射不如GW 170817/AT 2017 gfo中的明亮，而红外发射可以更亮。这种光变曲线属性是由于优先扩散的光子向赤道方向由于长形喷出物的形态，大的不透明度贡献的Zr，Y，和镧系元素，和低的特定加热速率的喷出物。我们的研究结果表明，这些光变曲线的功能可以作为一个指标的存在下，一个长寿的残余NS。我们还发现，明亮的光学发射广泛一致的GW 170817/AT 2017 gfo的情况下，在极地地区的高速喷出物成分被抑制。这些结果表明，GW 170817/AT 2017 gfo中的残留物不太可能是长寿的NS，但可能在${\cal O}(0.1)$ s内坍缩成黑洞。
2022-08-30 astro-ph.HE gr-qc
Impact of Systematic Modeling Uncertainties on Kilonova Property Estimation
本文系统量化了原子数据和热化效率不确定性对千新星性质估计的影响，发现其可导致质量估计偏差20%–50%、速度误差约100%，并使镧系元素产量估计相差约6倍。
2024-08-05 astro-ph.HE
Evidence for Asymmetric Ejecta and Circumstellar Material in SN 2023ixf Inferred from Extensive Nebular-phase Observations
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
通过对超新星2023ixf从爆炸后89天到749天的光学和近红外观测及补充光谱，发现Hα发射轮廓复杂，NIR有双峰发射，揭示抛射物与星周物质相互作用及不对称分布，提出盘状星周物质几何结构等。
2026-07-07 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
POSSIS: predicting spectra, light curves and polarization for multi-dimensional models of supernovae and kilonovae
我们提出了POSSIS，一个时间依赖的三维蒙特卡罗模拟辐射输运的超新星和kilonovae代码。该代码结合了波长和时间依赖的不透明度和预测的视角依赖的光谱，光变曲线和偏振的理想化和流体动力学爆炸模型。我们应用代码的kilonova模型有两个不同的喷出物成分，一个包括镧系元素相对较高的不透明度和其他缺乏镧系元素，其特征在于较低的不透明度。我们发现，总喷出物质量$M_\mathrm{ej}=0.04\,M_\odot$和半开角的镧系元素丰富的组件$Φ=30^\circ$的模型提供了一个很好的匹配GW 170817 / AT 2017 gfo的极轴附近的方向（即，对于一个系统，靠近面对面观看）。然后，我们展示了如何至关重要的是使用自洽的多维模型相结合的一维模型来推断的喷出物质量的重要参数。我们最后探讨了$M_\mathrm{ej}$和$Φ$对合成观测量的影响，并强调了POSSIS相对快速的计算时间如何使其非常适合进行参数空间研究和提取超新星和千新星的关键属性。在本研究和未来的研究中使用POSSIS计算的光谱将公开提供。
2019-11-12 astro-ph.HE
Constraints on the ejecta of the GW170817 neutron-star merger from its electromagnetic emission
我们提出了一个简单的分析模型，捕获了由中子星合并（NS）喷出的物质的辐射发射的关键特征，并使用所有可用的数据构建了与GW 170817，AT\，2017 gfo相关的瞬态的多波段和热光度光变曲线。UV到IR的发射被证明与单个$\approx0.05$ \，M $_\odot$组分喷出物一致，具有在$\approx 0.1\,c$和$>0.3\,c$之间的幂律速度分布，低不透明度，{ $κ<1$ \，cm $^2$ \，g $^{-1}$ }，以及与初始$Y_{\rm e}<0.4$一致的放射性能量释放率。后期时间谱要求在1至$2μ$ m处的不透明度为$κ_ν\approx0.1$ \，cm $^2$ \，g $^{-1}$。如果这种不透明度完全由镧系元素提供，则其隐含的质量分数为$X_{\rm Ln}\approx10^{-3}$，大约比解释太阳丰度所需的值低30倍。$X_{\rm Ln}$的推断值是不确定的，这是由于重元素的红外不透明度估计的不确定性，这也不允许排除其他元素对不透明度的重要贡献（也不能排除存在富含镧系元素的较慢喷出物，这对光度没有显着贡献）。一个相对大规模的存在，$\approx 0.05$ \，M $_\odot$，喷出物具有高速度和低不透明度是在紧张与NS合并的数值模拟的结果。
2018-09-04 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
Post-merger Mass Ejection of Low-mass Binary Neutron Stars
本文采用广义相对论中微子辐射粘性流体动力学方法，研究了系统质量为$2.5\, M_\odot$的低质量中子星合并后的质量抛射以及随后的核合成过程。我们发现，合并残留物是长寿的大规模的NS生存超过几秒钟，无论核状态方程（EOSs）通过。我们的基准模型的喷出物质量是$\sim 0.06$ - $0.1\, M_\odot$（取决于EOS），是初始盘质量的$\sim 30\%$（$\sim 0.15$ - $0.3\, M_\odot$）。后处理核合成计算表明，喷出物主要由轻$r$ -过程核与少量的镧系元素（质量分数$\sim 0.002$ - $0.004$）和较重的物种，由于适度的平均电子分数（$\sim 0.32$ - $0.34$）的粘性系数的合理值。这样的丰度分布与太阳$r$ -在所有测量的$r$ -过程增强的贫金属恒星中发现的类似过程的丰度模式不相容。因此，低质量的双星NS合并应该是罕见的。如果这种低质量的NS合并发生，它们的电磁对应物，kilonovae，将以早期明亮的蓝色发射为特征，因为大的喷出物质量以及小的镧系元素分数。然而，我们还表明，如果有效的湍流粘度是非常高的，或者有一个有效的质量喷射工作在合并后的早期阶段，喷射物的电子分数可能是足够低的太阳能$r$过程的丰度模式再现和镧系元素的分数变得如此之高，千诺瓦将其特征在于早期明亮的蓝色和后期明亮的红色排放。
2020-07-01 astro-ph.HE
Shock shaping? Nebular Spectroscopy of Nova V906 Carinae
船底座V906是近年来观测到的最好的新星之一。它是一个多产的尘埃生产者，并在早期不断演变的喷出物流出中受到冲击。在这里，我们通过研究星云阶段的高分辨率UVES光谱来仔细研究这些早期相互作用的后果，并向后推断以研究最终结构可能是如何形成的。一个研究喷出物的几何形状和形成的历史的结构的外壳进行以下谱线SHAPE模型拟合。在新星喷出物的冲击光谱示踪剂的搜索进行和电离环境的分析。温度，密度和丰度分析的演变新星壳。
2023-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
NLTE Spectra of Kilonovae
本研究利用SUMO代码生成并合后5-20天的千新星NLTE光谱，发现发射特征出现在谱线阻挡减弱窗口，无镧系抛射物中Rb、Sr、Y、Zr主导光谱，并建议Rb I跃迁作为AT2017gfo的P-Cygni特征候选。
2023-10-16 astro-ph.HE
Spectra of supernovae in the nebular phase
当超新星在几个月后进入星云阶段时，它们揭示了其内部深处的光谱指纹，由爆炸产生的放射性发光。我们有一个独特的机会来看看爆炸的恒星内部是什么样子。线的轮廓和光度编码的信息，物理条件，爆炸和流体静力学核合成，和喷出物的形态，这链接到祖属性和爆炸机制。本文综述了超新星星云相光谱形成的基本性质。喷出物的形态和线轮廓形状之间的形式主义推导，包括散射和吸收的影响。线光度表达式推导出各种物理限制，从文献中的应用程序的例子。在超新星喷出物的工作，包括伽马射线沉积，非热电子降解，电离和激发，和辐射转移的物理过程进行了说明，并与先进的光谱模型的计算和应用。一些结果来自迄今为止的星云相超新星分析进行了讨论。
2017-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Understanding nebular spectra of Type Ia supernovae
在这项研究中，我们提出了一维的，非本地的热力学平衡，辐射转移模拟（使用CMFGEN），其中我们引入微团在星云的时间到两个Ia型超新星喷出物模型。我们使用了一个含有1.02 M $_\odot$的sub-M $_{\rm Ch}$喷出物和一个含有1.40 M $_\odot$的M $_{\rm Ch}$喷出物模型。我们引入了聚团因子$f=$ 0.33、0.25和0.10，它们在整个喷出物中是恒定的，并与未聚团的$f=1.0$情况进行了比较。我们发现，结块是一种自然的机制，以减少喷出物的电离，减少排放[Fe III]，[Ar III]，和[S III]的几个因素。随着聚集因子$f$值的降低，[Ca II] $λλ$ 7291，7324双峰成为我们的M $_{\rm Ch}$模型的主要冷却线，但在我们的亚M $_{\rm Ch}$模型中仍然很弱。强[Ca II] $λλ$ 7291，7324表明该区域存在非热加热，可能会限制爆炸建模。由于稳定镍的丰度低，我们的亚M $_{\rm Ch}$模型从未显示出所有聚集值的[Ni II] 1.939微米诊断特征。
2019-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Rapid Ionization Change in the Nebular-Phase Spectra of the Type Ia SN 2011fe
我们提出了三个新的光谱附近的Ia型超新星（SN Ia）2011铁覆盖$\approx 480-850~$天后，最大的光，并表明喷出物经历了快速电离位移后$\sim 500~$天爆炸。在$\approx 4600~$位的突出的[Fe III]发射谱线被在$\sim 4400~$位和$\sim 5400~$位的允许的Fe I + Fe II混合物所取代。在爆炸后几天，由[Fe Ⅱ]+[Ni Ⅱ]在$\lesssim 400~$产生的$\approx 7300~$双稳态特征被宽（$\approx \pm 15\,000~\rm{km}~\rm{s}^{-1}$）对称[Ca Ⅱ]发射所取代。模型预测，这种电离过渡发生$\sim 100$天后观察到的，我们归因于在喷出物结块。最后，我们使用星云相位谱来测试SN2011fe的几个提议的祖先场景。H和He的未探测排除了附近的非简并同伴，[OI]未探测不利于两颗白矮星的猛烈合并，对称的发射线轮廓有利于对称爆炸。
2022-03-30 astro-ph.HE
Electromagnetic Signatures from the Tidal Tail of a Black Hole - Neutron Star Merger
黑洞-中子星（BH-NS）合并是地面引力波（GW）观测的主要目标。如果一次合并能使富含中子的物质通过r-过程核合成聚集成重元素，那么它也能产生电磁对应物（千诺瓦）。我们研究了BH-NS合并的未结合动力学喷出物的kilonova签名。我们把数值相对论模拟的结果作为我们的初始状态，然后使用广义相对论流体动力学代码来研究参数化r-过程加热模型的喷出物的演变。未绑定的动力喷出物最初是一个扁平的，有针对性的潮汐尾巴主要局限于一个平面。r过程产生的热量使喷出物膨胀成更球形的形状，并使其小尺度结构变得平滑，尽管喷出物保持其整体定向运动。我们计算的电磁签名使用三维辐射转移代码和参数化的不透明度模型的镧系元素丰富的物质。光变曲线随视角而变化，这是由于两种效应：非球面性导致具有较大投影面积的取向的更亮发射，而多普勒增强导致与体运动方向更对准的视角的更亮发射。对于典型的r-过程加热速率，峰值测辐射热光度随取向变化的因子为$\sim 3$，而光学带中的峰值变化的幅度为$\sim 3$。光谱在沿着体运动的视角处蓝移，这将$V$带峰值幅度增加到$\sim -14$，尽管是富含镧系元素的组合物。
2021-08-25 astro-ph.HE
The Physics of the Nebular Phase in Black Hole X-ray Binaries: Modelling V404 Cygni
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；University of Oxford（牛津大学）
本研究用Cloudy建模黑洞X射线双星V404 Cygni的星云阶段，再现关键观测特征，支持该阶段由团块状部分电离抛射物产生的场景。
2026-09-04 astro-ph.HE
Diversity of early kilonova with the realistic opacities of highly ionized heavy elements
该研究构建La至Ra元素高电离态的真实原子不透明度，并模拟不同成分与密度结构的中子星并合早期千新星，量化镧系元素对紫外/光学光变及等效灰不透明度的影响。
2023-06-06 astro-ph.HE
The intermediate nebular phase of SN 2014J: onset of clumping as the source of recombination
在大约1年的年龄，大多数Ia型超新星的光谱由Fe II和Fe III的强禁戒星云发射线主导。后来对附近SN 2011 fe的观测（大约2年）显示出一个意想不到的电离转移到FeI和FeII。非常接近的SN Ia 2014 J在中间阶段（1 - 1.5年）的光谱显示FeIII的发射逐渐下降，而FeI还不强。电离的减少可以解释，如果在喷出物中的结块程度显着增加约1.5年，至少在铁为主的区域。模型表明，这些团块在大约一年后仍然保持连贯性，表现得像弹片。团块中的高密度，加上加热速率的降低，将导致复合。这些数据可能见证了从相对平滑的喷出物过渡到非常cluerous形态的阶段，这是典型的SN残留物。聚集增加的起源可能是局部磁场的发展。
2020-04-08 astro-ph.HE
Multidimensional Models of Type Ia Supernova Nebular Spectra: Strong Emission Lines from Stripped Companion Gas Rule Out Classic Single Degenerate Systems
Ia型超新星（SN Ia）祖先的经典单简并模型预测超新星喷出物应该富含从伴星剥离的类似太阳的丰度物质。然而，对正常的Ia型超新星的光谱观测并没有导致氢的明确探测。在这封信中，我们研究线形成超新星Ia星云的时间使用非LTE光谱建模。我们提出，第一次，多维辐射转移计算超新星Ia剥离的物质混合在喷出物的核心，喷出物同伴相互作用的流体动力学模拟的基础上。我们发现，与主序列同伴的相互作用模型产生显着的H $α$发射在晚些时候，排除了这种类型的二进制是可行的祖先的超新星Ia。我们还预测显着的He I线发射在光学和近红外波长的富氢或富氦物质，提供了一个额外的观测探测剥离喷出物。我们生产的模型，减少剥离的质量，并找到一个更严格的质量限制$M_{st} \lesssim 1\times 10^{-4} M_\odot$剥离的伴随材料SN 2011铁。
2018-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Validity of Steady-State for Nebular Phase Kilonovae
双星中子星（BNS）合并后的放射性动力瞬变，被称为千诺瓦（KN），预计将在合并后几天进入稳态星云阶段。稳态保持，直到热后处理时间尺度变长，在这一点上的温度和电离状态需要演变的时间依赖性。我们使用非局部热力学平衡（NLTE）谱合成代码SUMO研究了随时间变化的影响的发病和意义。我们采用了一个简单的单区模型与Te，Ce，Pt和Th的元素组成，缩放到各自的太阳丰度。原子数据使用灵活原子代码（FAC）生成，由能级和辐射跃迁组成，包括高度禁戒线。我们探讨的KN演变合并后5至100天，不同的喷出物的质量和速度。我们还考虑了电子磁场俘获程度的变化，以及α和β衰变的放射性发电（但省略了裂变产物）。我们发现，过渡时间，和稳态偏差的大小是高度敏感的这些参数。对于典型的KN喷出物，在研究的时间范围内的偏差是微小的。然而，具有低能量沉积的低密度喷出物显示出与$\sim 10$天的显著差异。电离结构解决方案的重要偏差通过改变整个线冷却来影响温度。绝热冷却在$t \geq 60$天变得很重要，除了温度和电离效应之外，还导致测辐射热光变曲线偏离沉积的瞬时放射性功率。
2021-12-14 astro-ph.HE
Difficulties of two exploding white dwarfs to account for type Ia supernovae with bimodal nebular emission profiles
本文通过动力学模拟发现两颗爆发白矮星抛射物的分离速度仅为4200-5400 km/s，难以解释Ia型超新星中速度分离高达约7000 km/s的双峰发射线轮廓，从而对该类模型提出挑战。
2025-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical Distribution of the Dynamical Ejecta in the Neutron Star Merger GW170817
本研究结合AT2017gfo最新倾角限制与更新的千新星模型，通过光变曲线拟合发现GW170817动力学抛射物组成具有强角度依赖性，修正了平均电子丰度估计，明确了r-过程元素的生成条件。
2023-07-20 astro-ph.HE
Hydrogen-Poor Superluminous Supernovae in the Nebular Phase: Spectral Diversity Due to Ejecta Ionization as a Probe of the Power Source
该研究分析了39条贫氢超亮超新星（SLSNe-I）星云相光谱，发现其光谱多样性源于抛射物电离，线比L₇₃₀₀/L₆₃₀₀可诊断能源类型（如磁星或星周介质相互作用）及前身星性质。
2025-11-13 astro-ph.HE
Polarized kilonovae from black hole-neutron star mergers
我们预测线性极化的放射性动力kilonova合并后的黑洞和中子星。具体来说，我们对两个不同的模型进行了3-D蒙特卡罗辐射转移模拟，这两个模型都具有来自数值相对论模拟的富含镧系元素的动态喷出物分量，而只有一个模型包括额外的无镧系元素盘风分量。我们计算了9个不同的取向在1.5，2.5和3.5 d后合并和在$0.1-2\,μ$ m波长范围内的偏振光谱。我们发现，这两个模型的极化在一个可检测的水平1.5 d后合并，而显示可以忽略不计的水平之后。两种模型的偏振光谱有明显的差异。缺少盘风的模型显示在光学中没有偏振，而信号在较长波长处增加，并根据取向在$2\,μ$ m处达到$\sim1\%-6\%$。相反，具有盘风分量的模型具有特征性的“双峰”偏振光谱，其中一个峰在光学中，另一个峰在红外中。对未来事件的偏振观测将揭示盘风分量中有争议的中子丰度。光学偏振的检测将明确地揭示存在的镧系元素自由盘风组件，而偏振增加，从零在光学的红外峰值将建议一个镧系元素丰富的组合物为整个喷出物。未来的偏振测量活动应该优先考虑在第一个$\sim48$小时和$0.5-2\,μ$ m范围内的观测，在那里偏振是最强的，但也要探索更短的波长/更晚的时间，预计没有信号从kilonova和星际偏振可以安全地估计。
2020-12-07 astro-ph.HE
Type Ia supernova explosion models are inherently multidimensional
该研究通过多维爆炸模拟比较多种Ia型超新星模型，证明其抛射物本质上具有多维结构，镍分布可由JWST星云光谱区分，并指出球对称模拟与一维后处理的不足。
2024-04-26 astro-ph.HE
Progenitor mass and ejecta asymmetry of SN 2023ixf from nebular spectroscopy
通过分析SN 2023ixf爆炸后259天的星云光谱，发现抛射物存在不对称性，并基于通量比与光谱模型比较确定其前身星质量为12至15太阳质量，支持低质量前身星结论。
2024-05-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Can jets make the radioactively powered emission from neutron star mergers bluer?
中子星的合并喷射出富含中子的物质，其中合成了重元素。这些新合成的元素的衰变为电磁瞬变（“macronovae”或“kilonovae”）提供动力，其亮度和颜色强烈依赖于它们的核组成。如果喷出物的中子非常丰富（电子分数$Y_\mathrm{e} < 0.25$），它们含有相当数量的镧系元素和锕系元素，这些元素具有很大的不透明度，因此有效地将辐射捕获在喷出物内部，使得发射峰值位于光谱的红色部分。即使是少量的这种高不透明度的材料也可以掩盖来自较低物质的发射，因此充当“镧系元素帘”。在这里，我们研究如何一个相对论性喷流，通过喷出物冲压可以潜在地推开一个显着的一部分高不透明的材料之前，macronova开始发光。我们使用详细的中微子驱动的风的研究结果作为初始条件，并探索与3D特殊相对论流体动力学模拟射流如何通过这些风传播。随后，我们进行Monte Carlo辐射转移计算，以探讨由此产生的macronova发射。我们发现，在发射的最初几天，喷流打出的洞使macronova更亮更蓝，而且更强大的喷流对macronova的影响更大。
2020-10-18 astro-ph.HE
The spectral evolution and ejecta of recurrent nova U Sco in the 2010 outburst
介绍和分析了2010年U Sco爆发从最大光到平静的天气光谱观测以及同期的X射线观测。爆发后52天的X射线光谱表明有一个热源（kTbb ~ 70 eV）。.在氢和氦的光学复合谱线中观察到来自被辐照的伴大气的窄谱线分量。星云光谱的形成是第一次在这类经常性的新星，允许使用光电离模型的喷出物的详细研究。不寻常的[OIII]极光星云线的比例被发现和可能的情况下，他们的起源进行了讨论。发射线光谱的模拟表明，一个高度不均匀的喷出物质量约为或超过3 × 10-6 Msun
2010-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and near-infrared nebular-phase spectroscopy of SN 2024ggi: constraints on the structure of the inner ejecta, progenitor mass, and dust
Millennium Institute of Astrophysics MAS（天体物理学千年研究所）；Gemini Observatory, NSF's National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（Gemini 天文台，美国国家光学红外天文研究实验室）
SN 2024ggi的光学和近红外光谱研究揭示了内喷流结构、前身星质量及尘埃形成的关键约束。
2026-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Effect of a High Opacity on the Light Curves of Radioactively Powered Transients from Compact Object Mergers
致密天体的并合是一种很有前途的天体物理引力波信号源。从这种合并中喷射出的r-过程材料可能会导致放射性供电的电磁对应物，如果被发现，将提高GW探测的科学回报。由于对重r过程元素的光学性质知之甚少，以前的光变曲线模型采用了类似于铁族元素的不透明度。在这里，我们报告说，存在较重的元素，特别是镧系元素，增加喷出物的不透明度的几个数量级。我们包括这些较高的不透明度随时间变化，多波长辐射传输计算预测的宽带光变曲线的一维模型在一系列参数（喷出物质量从0.001至0.1太阳质量和速度从0.1至0.3c）。我们发现，更高的不透明度导致更长的持续时间的光变曲线，可以持续一周或更长时间。由于强的光学线覆盖，发射向红外波段偏移，并且稍后时间的颜色代表接近镧系元素的复合温度（T ~ 2500 K）的黑体。我们进一步考虑的情况下，第二个质量流出，由56镍，从磁盘风喷出，并表明净结果是一个独特的两个组件的光谱能量分布，与明亮的光学峰由于56镍和红外峰由于r-过程喷出物。我们简要地考虑这些瞬态检测和识别的前景。
2013-03-22 astro-ph.HE
Radiative-transfer modeling of supernovae in the nebular-phase. A novel treatment of chemical mixing in spherical symmetry
超新星（SN）爆炸，通过它们释放的金属，在宇宙的化学演化和生命的起源中发挥着关键作用。星云相位光谱学约束这样的金属产率，例如通过与OI、CaII、FeII或FeIII相关的禁限线发射。爆炸过程中的流体不稳定性产生了复杂的3D喷出物结构，具有相当大的宏观，但没有微观的元素混合。这种结构设置了一个艰巨的挑战，详细的非局部热力学平衡辐射转移建模，这通常是有限的一维网格为基础的代码。在这里，我们提出了一种新的和简单的方法，允许宏观混合没有任何微观混合，从而捕捉SN爆炸混合的本质。通过这种新技术，宏观上的混合喷出物是通过在质量空间中洗牌，或等效地在速度空间中洗牌，从未混合的滑行喷出物的壳来构建的。该方法不需要改变辐射转移，但需要高的空间分辨率，以解决快速变化的组成与深度固有的这种洗牌壳结构。我们显示了一些辐射转移模拟的II型SN爆炸从15 Msun祖星的结果。我们的模拟捕捉强烈的变化，在温度或电离之间的各种壳，富含H，He，O，或Si。由于非局部的能量沉积，伽马射线渗透通过喷出物的扩展区域，使得壳层排列的细节变得不重要。更大的物理一致性的方法提供了在星云的时间，更可靠的光谱特性，特别是在个别发射线的强度，这可能有助于限制SN产量，并为核心坍缩SNe，祖质量。该方法适用于所有SN类型。
2020-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
When Did the Remnant of GW170817 Collapse to a Black Hole?
伽玛暴$\,$ 170817 A中瞬发γ射线发射的主硬脉冲持续时间为$\sim0.5\,{\rm s}$，其开始相对于引力波啁啾信号延迟$t_{\rm del} \approx 1.74\,{\rm s}$。对随后的宽带kilonova发射的详细跟踪揭示了一种双组分喷出物--一种镧系元素贫乏的喷出物，质量为$M_{\rm ej,blue}\approx0.025\,M_\odot$，为早期但迅速衰落的蓝色发射提供动力，另一种镧系元素丰富的喷出物，质量为$M_{\rm ej,red}\approx 0.04\,M_\odot$，为更持久的红色发射提供动力。如果坍缩成黑洞的过程被超大质量中子星（HMNS）的形成所延迟，那么即时伽马射线的起始延迟和具有适度电子分数的蓝色喷出物$0.2\lesssim Y_e\lesssim0.3$的存在都可以得到解释。在这里，我们确定的合并残余物的生存时间相结合的两个不同的约束，即，所需的时间来产生必要的蓝色喷出物的质量和所需的相对论性喷流钻孔的方式扩大喷出物。这样，我们确定了GW 170817的残余物一定是在$t_{\rm coll}=0.98_{-0.26}^{+0.31}\,{\rm s}$之后坍缩成了一个黑洞。我们还讨论了如何未来的检测和引力和电磁辐射之间的延迟可以用来约束合并对象的属性。
2019-04-10 astro-ph.HE gr-qc
Wakes from Companion Interactions in Type Ia Supernovae Nebular Emission Line Profiles
本研究模拟双简并双爆燃Ia型超新星中抛射物与伴星相互作用产生的尾流，计算[Co III]和[Ar III]禁戒线形，预测观测角度依赖，并提供工具以支持JWST观测。
2025-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer modeling of nebular-phase type II supernovae. Dependencies on progenitor and explosion properties
核心坍缩超新星（SNe）的星云相位谱提供了关于大质量恒星及其爆炸的关键和独特的信息。本文给出了一组II型超新星爆炸后300 d的一维稳态非局域热力学平衡辐射转移计算。引导的结果为一个大的恒星演化模拟，我们工艺的II型SNe从12，15，20，和25 Msun星爆炸的喷出物模型。喷出物的密度结构和动能，56 Ni的质量，和化学混合的水平被参数化。我们的模型光谱是敏感的，采用线多普勒宽度，一种现象，我们与铁II和OI线与Lyalpha和Lybeta的重叠。我们的光谱显示出对56Ni混合的强烈敏感性，因为它决定了衰变功率被吸收的位置。即使在爆炸后300天，富氢层也对来自内部富金属层的辐射进行再加工。在一个给定的祖先模型中，56 Ni质量和分布的变化会影响喷出物的电离，从而调节所有谱线的强度。这种电离位移可以淬灭CaII线发射。在我们的一组模型中，OI 6300双重峰强度是祖细胞质量的最稳健特征。然而，我们强调，对流壳合并在祖大质量恒星内部可以污染富O壳钙，这将削弱OI 6300的双重通量在由此产生的星云SN II光谱。这一过程可能发生在自然界中，在更高质量的祖细胞中发生得更多，并可以部分解释从星云光谱推断的17 Msun以下的祖细胞质量的优势。
2020-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Systematic Opacity Calculations for Kilonovae
中子星的合并产生了千诺瓦，由新合成的r过程核的放射性衰变提供动力的热辐射。虽然观测性质在很大程度上受到r过程元素的束缚束缚不透明度的影响，但可用的原子数据有限。本文首次通过系统地计算r过程元素的原子结构，研究了中子星合并喷出物中不透明度的元素间变化。结果表明，由于自旋轨道和电子-电子相互作用的影响增大了能级间距，各电子层的能级分布随电子占据的增加而增大.因此，最外层电子数较少的元素往往对束缚-束缚不透明度有较大的贡献。这意味着Fe不代表轻r过程元素的不透明度。在T = 5，000 - 10，000 K时，r过程元素混合物的平均不透明度在电子分数Ye < 0.20时为kappa ~ 20-30 cm ^2 g ^{-1}，在Ye = 0.25-0.35时为kappa ~ 3-5 cm ^2 g ^{-1}，在Ye = 0.40时为kappa ~ 1 cm ^2 g^{-1}，在较低的温度下，它们急剧下降。我们发现，即使有相同的丰度或叶，在喷出物的不透明度随时间的变化由一个数量级的合并后1至10天。我们使用新的不透明度数据进行的辐射转移模拟证实，需要具有高电子分数（Ye >~ 0.25，不含镧系元素）的喷出物来解释GW 170817/AT 2017 gfo中早期的蓝色发射，而富含镧系元素的喷出物（镧系元素的质量分数约为5 x 10^{-3}）再现了持久的近红外发射。
2020-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical Transients Powered by Magnetars: Dynamics, Light Curves, and Transition to the Nebular Phase
毫秒磁星可以通过几种途径形成：大质量恒星的核心坍缩、白矮星（WD）的吸积诱导坍缩、双WD合并、双中子星（NS）合并和WD-NS合并。由于这些通道喷出物的质量可能大不相同，因此它们的光变曲线也可能不同。我们评估了毫秒磁星供电的光学瞬态的动态演化。我们发现，自旋下降时间尺度较短的磁星，其转动能主要转化为瞬变的动能，而自旋下降时间尺度较长的磁星，其转动能主要转化为瞬变的辐射能.这使我们推测，超新星可能是由具有短自旋时间尺度的磁星提供动力的。在后期，由于光球衰退，光学瞬变将逐渐演变成星云相。由于光球层和星云的辐射机制不同，我们将它们分开处理。在某些情况下，喷出物可能足够轻，磁星可以将其加速到相对论速度。正如Arnett（1979）所指出的那样，超新星的峰值亮度出现在亮度等于瞬时能量输入率时。我们表明，光球衰退和相对论运动可以修改这一法律。光球衰退总是导致峰值时间$t_{\mathrm{pk}}$相对于SN光度等于瞬时能量输入率的时间$t_{\times }$的延迟。然而，相对论运动可能会显著改变这一结果。
2016-04-06 astro-ph.HE
The morphing of decay powered to interaction powered Type II supernova ejecta at nebular times
本文通过辐射转移计算研究II型超新星在爆炸后350至1000天从放射性衰变供能向星风相互作用供能转变的光谱形态演化，揭示了窄线向宽盒状线过渡的特征，并以R波段拐点和U波段增强作为晚期相互作用的观测标志，模型与SN 2004et等观测吻合。
2023-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strongly Bipolar Inner Ejecta of the Normal Type IIP Supernova ASASSN-16at
我们报道了IIP型超新星ASASSN-16 at（SN 2016 X）在早期阶段（<~ 100 d）正常的晚期星云阶段光谱（>~200 d）中明显的双峰H-α和H-β发射线。这种明显的双峰星云巴耳末线从来没有观察到的II型SN。星云相的巴耳末辐射是由放射性钴56衰变驱动的，所以观察到的线轮廓分叉表明在镍56分布或在内部喷出物的线形成区域中有很强的双极性。强烈分叉的蓝移和红移峰值相隔约3x10^3 km/s，并且相对于主星系静止坐标系大致对称，这意味着内部喷出物由两个几乎分离的斑点组成。红色峰相对于蓝色峰逐渐减弱，并在740 d光谱中消失。线比演化的一个可能原因是由于包层内尘埃的连续形成而增加了差异消光，这也得到了~100 d后发展的近红外通量过剩的支持。
2019-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of r-process elements in kilonova spectra
双中子星（NS）合并预计将合成r过程元素，并发出放射性能量辐射，称为kilonova。虽然r-过程核合成被GW 170817/AT 2017 gfo的观测所证实，但除了锶之外，没有发现任何元素的痕迹。在本文中，我们进行了系统的线强度计算的束缚-束缚跃迁和辐射转移模拟NS合并喷出物的Kilonova光谱中的元素识别。我们发现Sr II三重线出现在贫镧系元素模型的光谱中，这与在GW 170817/AT 2017 gfo中观察到的吸收特征一致。合成光谱还显示出强的Ca II三重线。这是自然的，因为Ca和Sr在具有相对高的电子分数的材料中共同产生，并且它们的离子具有相似的原子结构，在最外层中仅具有一个s电子。谱线的强度与喷出物的丰度分布和温度有很大关系。对于我们的富镧系元素模型，光谱显示了重元素的双电离特征，如Ce，Tb和Th。我们的研究结果表明，GW 170817/AT 2017 gfo的谱线形成区是贫镧系元素的。我们表明，Sr II和Ca II线可以用作NS合并喷出物的物理条件的探针。在GW 170817/AT 2017 gfo中缺少Ca II线特征意味着Ca/Sr的质量分数比< 0.002，这与电子分数>= 0.40和每个核子的熵（单位为玻耳兹曼常量）>= 25的核合成一致。
2021-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rapid Reddening and Featureless Optical Spectra of the optical counterpart of GW170817, AT 2017gfo, During the First Four Days
我们介绍了AT 2017 gfo的光谱演化，它是LIGO和Virgo探测到的第一颗双星中子星（BNS）合并的光学对应物，GW 170817。虽然模型长期以来一直预测BNS合并可能会产生Kilonova（KN），但我们直到现在才能够明确测试这些模型。从合并后的一天到四天，我们在AT 2017 gfo消失之前拍摄了五个光谱，这是可能的，因为它在星系NGC 4993中的距离只有39.5 Mpc。在我们观察的三天内，光谱从蓝色（$\sim6400$ K）演变为红色（$\sim3500$ K）。这些光谱相对来说没有什么特征--在我们最新的光谱中存在一些微弱的特征，但它们很可能是由于宿主星系。然而，一个简单的黑体不足以解释我们的数据：另一个发光度或不透明度的来源是必要的。从KNe模拟的预测定性地匹配观测到的光谱演变后，两天过去的合并，但低估了我们最早的光谱中的蓝色通量。从我们的最佳拟合模型中，我们推断AT 2017 gfo的喷出物质量为$0.03M_\odot$，喷出物速度较高的是$0.3c$，质量分数较低的是高不透明度的镧系元素和锕系元素$\sim10^{-4}$。早期过量的蓝色通量的一个可能的解释是，外部喷出物是镧系元素贫乏，而内部喷出物具有更高丰度的高不透明度材料。随着这种独特的瞬变现象的发现和后续行动，结合引力波和电磁天文学，我们已经进入了多信使时代。
2017-10-16 astro-ph.HE
Direct evidence of two-component ejecta in supernova 2016gkg from nebular spectroscopy
本文报道了2016gkg Ⅱ b型超新星的300 - 800天光谱观测结果。光谱显示了星云的特征，揭示了来自祖星富含金属的核心的辐射，并为爆炸的运动学和物理条件提供了线索。星云光谱主要由[O I] $λ\lambda6300, 6364$和[Ca II] $λ\lambda7292, 7324$的发射谱线组成。其他值得注意的（尽管较弱）发射谱线包括Mg I] $\lambda4571$、[Fe II] $\lambda7155$、O I $\lambda7774$、Ca II三重谱线和在H $α$位置处的宽的盒状特征。与其他带状包络SNe不同，由于存在强窄组分，[O I]双重峰明显分辨。双合线显示出前所未有的发射谱线轮廓，每个[O I] $\lambda6300, 6364$谱线至少由三个分量组成：宽分量（宽度$\sim2000$ km s $^{-1}$）和一对窄的蓝色和红色分量（宽度$\sim300$ km s $^{-1}$），与静止速度成镜像。窄成分也出现在其他行中，并且在[O I]中很明显。这表明在低速和高速下存在多个不同的材料运动学分量。低速分量可能是由中心附近的密集、缓慢移动的发射区产生的，而宽分量则是在较大的体积上发射的。这些观测结果表明，一个不对称的爆炸，支持的想法，两个组成部分的喷出物，影响所产生的后期光谱和光变曲线。SN 2016gkg因此提供了标准能量SN爆…
2020-08-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Explaining the early excess emission of the Type Ia supernova 2018oh by the interaction of the ejecta with disk-originated matter (DOM)
我们解释了Ia型超新星2018 oh的早期过量发射的超新星喷出物与盘源物质（DOM）的相互作用。这种DOM可以在Ia型超新星的双简并情况下的两颗白矮星合并过程中形成。我们发现，一个喷出物DOM相互作用可以更好地拟合SN 2018 oh的早期光变曲线比喷出物的同伴相互作用在单一的简并方案。通过组成的DOM从两个组件，在合并过程中喷出两个不同的速度，我们表明，喷出物DOM相互作用可以占光变曲线的线性上升，而喷出物同伴相互作用预测太陡的上升。此外，喷出物-DOM相互作用并不能预测星云光谱中氢和氦谱线的存在，因此不会受到喷出物-伴星模型的这个主要缺点的影响。我们认为喷出物-DOM相互作用是SN 2018 oh早期过量排放的最可能解释。通过这一点，我们表明，双简并的情况下，可以解释早期的过量发射在超新星Ia。
2019-01-29 astro-ph.HE
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
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
Multiple flares caused by mass ejection episodes during the advanced nebular phase of Nova Scuti 2019
我们的光度和光谱监测显示，从2020年6月4日开始，从光学最大值开始的第+217天，并进入其高级星云阶段，Nova Sct 2019开始显示一系列9个大振幅耀斑（高达Delta（m）~1.7等），其特征是快速上升到峰值（=<10小时）和快速指数下降（e折叠时间=<50小时）。耀斑之间的时间间隔Δ（t）遵循一个有序的序列，从8.43天下降到4.90天，这安全地允许排除任何其他耀斑发生而没有被观测记录。当耀斑序列在2020年7月28日（+271天）结束时，Nova Sct 2019将其整体下降速度从Delta（m）=0.0067 mag/天减缓到0.0027 mag/天。耀斑是由仍在燃烧的WD以高速（~1000 km/s）喷出的物质引起的。在每次耀斑中形成的较冷的伪光球层，导致复合波在原始的新星喷出物中传播（距离WD约170 AU），淬灭[FeX]和[FeVII]的发射，并增强低电离物质的发射。在每次耀斑之后，一旦少量喷出的物质在光学上变薄，原始的新星喷出物就会恢复显示[FeX]和[FeVII]发射线，这一事实清楚地证明了燃烧的WD对喷出物施加的直接光电离作用。虽然其他已知的耀斑新星（V458 Vul，V4745 Sgr和V5588 Sgr）呈现出接近最大亮度的耀斑，并且Delta（t）不断增加，但Nova Sct 2019在高级星云阶段显示它们并且Delta（t）不断减少方面是独一无…
2022-08-31 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
A High-Velocity Scatterer Revealed in the Thinning Ejecta of a Type II Supernova
我们提出了深，星云相位光谱偏振的II-P/L SN 2013 ej型，获得爆炸后167天与欧洲南方天文台的甚大望远镜。偏振通量谱是一个近乎完美的（92%相关），红移（约4，000 km/sec）的总通量谱的复制品。这种惊人的对应关系以前从未在星云相超新星分光偏振测量中观察到过，尽管迄今为止能够揭示它的数据很少获得。通过与恒星爆炸的二维偏振辐射转移模拟的比较，我们证明了由放射性56-Ni的高速空间受限团块的衰变产生的局部电离-由最终径向速度超过4，500 km/sec的爆炸合成并作为爆炸的一部分发射-可以通过增强的电子散射再现观测结果。在星云相早期（第134天）获得的额外数据产生了类似的强相关性（84%）和红移，而在光球相时期，从第8天到第97天的采样则没有。这表明，高速散射源的主要偏振特征只有在最初不透明的厚氢包层变得足够透明时才占主导地位。在其他相当典型的核心坍缩超新星中的这种检测增加了越来越多的证据，支持自然界最常见类型的恒星爆炸的强烈不对称性，并建立了偏振通量的力量-以及由它编码的特定信息在星云时代的线光子-作为此类调查的重要工具。
2021-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
$r$-Process as Production of Lanthanides from Compact Object Mergers
Guangxi University（广西大学）
本文通过端到端模拟研究双中子星与黑洞-中子星并合对$r$-过程元素增丰的贡献，发现镧系元素主要由双中子星并合产生，且丰度对状态方程和黑洞自旋不敏感。
2026-10-08 astro-ph.HE
Simulations of light curves and spectra for superluminous Type Ic supernovae powered by magnetars
在过去的十年中，许多Ic型超亮超新星（SLSNe）被发现和监测。其起源的有利机制是来自磁星的持续能量注入。本研究提出了非局部热力学平衡的时间相关的辐射转移模拟的各种单一的富碳沃尔夫-拉叶星爆炸的影响磁星的不同属性和覆盖从几天到一个或两个爆炸后的年。非热处理过程中，规定的磁力沉积配置文件，动力学效应被忽略。在这种情况下，磁星功率的主要影响是在长达一周的时间尺度上提高喷出物的内能，提高喷出物的温度和电离，将光谱能量分布转移到近紫外线（即使对于采用的太阳金属丰度），产生蓝色光学颜色。不同的喷出物和磁星属性会导致光变曲线的不同延伸和移动（上升时间、峰值或星云光度、光变曲线宽度）。在最大限度上，所有模型都显示出光学中存在OII和CII线，而OIII和CIII线则更少。在高亮度阶段，非热效应可以忽略不计。在最大值之后，更高能量的爆炸更热，电离程度更高，产生的光谱在光学上更蓝。聚束是最大值之后的谱分集的来源。成团是必不可少的触发喷出物重组，并产生存在的OI，CaII和FeII线从几个星期后，直到星云的时间最大。Gaia 16 apd的紫外和光谱在最大值处或LSQ 14 an在+410 d处的星云光谱与一些假设没有成团的模型是一致的。然而，大多数观察到的SLSNe Ic似乎需要从早期极大后到星云时间的聚集（例如，SN 2007 bi在+46和+367d; Gaia 16 apd在+43d）。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Kilonova from post-merger ejecta as an optical and near-infrared counterpart of GW170817
最近从中子星（NS）合并事件GW 170817的引力波的检测和电磁对应物的识别提供了一个独特的机会，研究在NS合并的物理过程。为了获得从NS合并喷出的材料的属性，我们进行辐射转移模拟的kilonova，光学和近红外辐射供电的放射性衰变的r-过程核的合并中合成。我们发现，观测到的近红外发射持续超过10天的解释是0.03 Msun的喷出物含有镧系元素。然而，在初始阶段观察到的蓝色光学成分需要具有相对高的电子分数（Ye）的喷出物成分。我们表明，光学和近红外发射同时再现的喷出物与介质叶~ 0.25。我们认为，一个占主导地位的组件供电的排放合并后的喷出物，这表明，质量喷射后，第一次动态喷射是相当有效的。我们的研究结果表明，NS合并综合了广泛的r-过程元素，并加强了假设，NS合并是宇宙中的r-过程元素的起源。
2017-10-16 astro-ph.HE
