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
Comprehensive study of mass ejection and nucleosynthesis in binary neutron star mergers leaving short-lived massive neutron stars
利用广义相对论流体力学模拟方法，在近似中微子辐射输运的条件下，研究了大质量中子星在合并开始后$\lesssim 20$ ms内坍缩成黑洞的情况下，在动力学阶段和合并后阶段喷出物的性质.在三维模拟中的动态质量喷射进行了研究。以三维并合后系统为初始条件，采用二维轴对称粘性数值模拟方法研究了并合后物质抛射。我们发现，典型的中子丰富度的动态喷出物是更高的合并更不对称的二进制文件，因此，较重的$r$过程核占主导地位的合成。合并后的喷出物被证明只有一个温和的中子丰富度，这导致在生产较轻的$r$过程的核，无论二进制的质量比。由于较大的磁盘质量，合并后喷出物的质量是更大的不对称的二进制合并。因此，合并后的喷出物可以补偿生产不足的较轻的$r$ -过程核的不对称合并的情况下。因此，通过总结两个喷出物的成分，太阳残留的$r$ -过程的图案是复制的平均偏差的一个因素为三，无论二进制的质量比。我们的研究结果还表明，在$r$过程增强的恒星中观察到的（大约是几个因子）轻重丰度散射可以归因于双星质量比和总质量的变化。我们的结果与致密中子星双星的质量分布和磁星的短伽马射线暴的情况下的影响进行了讨论。
2022-10-18 astro-ph.HE gr-qc
Inferring the role of binary neutron star mergers in r-process nucleosynthesis with multi-messenger observations using Cosmic Explorer and Einstein Telescope
Institute of Physics, University of Greifswald（格赖夫斯瓦尔德大学物理研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究院天文学与天体物理学系）
提出利用第三代引力波探测器宇宙探险家和爱因斯坦望远镜，通过红移依赖的引力波事件数与平均r过程丰度的相关性，测量双中子星并合对宇宙r过程核合成的贡献，精度可达5-6%。
2026-05-22 astro-ph.HE gr-qc
Numerical Relativity Simulations of the Neutron Star Merger GW170817: Long-Term Remnant Evolutions, Winds, Remnant Disks, and Nucleosynthesis
我们提出了一个系统的数值相对论研究的动力学喷出物，风和核合成的中子星合并残留物。用近似中微子输运和磁流体湍流亚网格模型模拟了与GW 170817兼容的啁啾质量、不同质量比和五个微物理状态方程的双星，并在100毫秒内进行了磁流体湍流模拟.螺旋密度波从中子星遗迹传播到磁盘触发风与质量通量${\sim}0.1{-}0.5\,{\rm M_\odot/s}$持续整个模拟，只要遗迹不崩溃的黑洞。这种风具有平均电子分数$\gtrsim 0.3$和平均速度${\sim}0.1-0.17\,$ c，因此是产生弱$r$过程元素（质量数$A<195$）的场所。围绕着长寿命残留物的尘埃具有质量${\sim}0.1{-}0.2\,{\rm M_\odot}$，温度在靠近内缘的地方达到$\lesssim10\,$ MeV的峰值，并且由于激波在盘中传播而导致熵的特征双峰分布。在我们有针对性的模拟计算的动力学和螺旋波喷出物是不兼容的AT2017gfo使用两个组件kilonova模型推断。相反，他们指出，包括盘风在内的多分量kilonova模型对于解释AT2017gfo是必要的。核合成相结合的动力喷出物和螺旋波风在相当质量的长寿命合并强劲占所有的$r$过程的峰值，从质量数${\sim}75$的锕系元素的太阳丰度。总丰度对物态方程的依赖性较弱，而质量比影响第一峰元素的产生。
2020-08-12 astro-ph.HE gr-qc
Dynamics and Equation of State Dependencies of Relevance for Nucleosynthesis in Supernovae and Neutron Star Mergers
中子星（NS）和黑洞（BH）是在恒星核心的最终坍缩终止了质量大于9 Msun的恒星的生命时诞生的。这可能引发核心坍缩超新星（CCSN）中大部分恒星物质的强烈喷射，其极端亮度由放射性同位素（如56 Ni和56 Co）的衰变提供能量。当在近距离双星系统中演化时，这种地狱般灾难的紧密遗迹在轨道上螺旋式地相互靠近，并通过引力波发射逐渐衰减。最终，两个组成部分的猛烈碰撞形成了一个更大的，快速旋转的残余物，再次伴随着大量物质的喷射。这些合并事件可以通过带有余辉的伽马射线的高能爆发和称为千诺瓦的电磁瞬变来观察，这些伽马射线辐射出新组装的快速中子捕获元素的放射性衰变中释放的能量。CCSNe和致密天体并合（COMs）都是重元素核合成的重要场所，通过它们的质量抛射以及抛射物中发生的核反应和中微子反应，在宇宙物质循环和星系化学富集历史中发挥着核心作用。NS物质的核物质状态方程（EoS），从富含中子到质子占主导地位的条件，温度范围从零到~100 MeV，是这些天体物理现象的重要组成部分。它决定了它们的动力学过程，它们的残余性质，甚至在决定NS或BH的水平上，以及中微子的相关发射的性质，中微子的相互作用决定了最里面的喷出物中核合成反应的热力学条件和中子与质子的比率。本章讨论了CCSNe和COM中相应的EoS依赖关联效应。（略有删节）
2023-02-20 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements
自从发现脉冲双星和观测到其轨道能量损失以来，中子星合并的存在就得到了支持，这与广义相对论是一致的。它们被认为是快速中子俘获过程（r-过程）的核合成位点，该过程负责产生除Fe之外的所有重元素的大约一半，并且是除Pb和Bi之外的元素的唯一来源。基于中子星物质减压的详细核合成计算与太阳重核r过程丰度是一致的。中子星合并也被确认为通过其红外余辉产生短持续时间的γ射线爆发。喷射物质中的高中子密度允许剧烈的r过程，导致远离（核）稳定区域的最重核的裂变循环。几种核性质的不一致性影响丰度分布。天体物理事件的模拟还取决于流体动力学处理、合并后和黑洞可能出现之前中微子风的发生以及黑洞吸积盘的性质。我们讨论了核和建模的不确定性的影响，并得出结论，二进制紧凑的合并可能是一个（或）在我们的银河系的r-过程核生产的主导网站。
2017-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary Neutron Star Mergers: Mass Ejection, Electromagnetic Counterparts and Nucleosynthesis
本文对双星中子星（NS）合并的物质抛射、电磁瞬变和核合成进行了系统的数值相对论研究。我们发现，一些$10^{-3}\, M_\odot$的材料在合并过程中动态弹出。这些流出的量和属性取决于二元参数和NS状态方程（EOS）。这些喷出物中的一小部分，典型的是${\sim}10^{-6}\, M_\odot$，在合并后不久形成的激波加速到大于$0.6\, {\rm c}$的速度，并在合并后的几周、几个月或几年的时间尺度上产生明亮的射电耀斑。他们的观察可以限制合并后NS反弹的强度，从而限制极端密度下物质的EOS。动态喷出物强烈产生第二和第三$r$过程峰值核，相对同位素丰度接近太阳。轻$r$过程元素的产生反而对二元质量比和中微子辐射处理敏感。根据残余物的寿命，在合并后形成高达${\sim}0.2\, M_\odot$的吸积盘。在大多数情况下，来自这些盘的中微子和粘性驱动的风主导了整个外流。最后，我们生成了合成的kilonova光变曲线，发现kilonovae依赖于合并的结果，可以用来约束NS EOS。
2019-05-30 astro-ph.HE
Dynamical ejecta of neutron star mergers with nucleonic weak processes I: Nucleosynthesis
本文研究了中微子相互作用对r-过程元素核合成的影响，以及在中子星-中子星（NS-NS）合并的动力学喷出物中合成的放射性元素所产生的加热率。我们研究了从四个NS-NS合并系统喷出的材料的流体动力学模拟的基础上，处理中微子效应在一个精心设计的方式，包括中微子与物质的光学厚区域和光学薄区域的再吸收平衡。我们发现，中子丰富的动态喷出物是显着的合并后残留物发出的中微子的影响，特别是当相比，忽略所有中微子相互作用的情况下。我们的核合成结果表明，产生了类似太阳的分布的r-过程元素的质量数$A \gtrsim 90$，包括显着富集Sr和减少生产的锕系元素相比，模拟不包括核子弱过程。动态喷射物质的组成以及相应的放射性衰变加热率被发现是相当独立的系统质量不对称性和所采用的状态方程。这种近似简并的丰度模式和加热速率可以有利于提取的喷出物的性质从kilonova观测，至少如果动力学分量占主导地位的整体喷出物。本工作的第二部分将研究我们的四个NS合并模型的动力学喷出物产生的光变曲线。
2021-11-20 astro-ph.HE
Three-dimensional GRMHD simulations of the remnant accretion disks from neutron star mergers: outflows and r-process nucleosynthesis
双星中子星的合并，或者中子星和恒星质量黑洞的合并，可以导致在旋转黑洞周围形成一个巨大的旋转环面。除了提供伽马射线暴喷流的准直介质外，这些盘的未束缚外流是质量喷射和快速中子俘获（r-过程）核合成的重要来源。我们提出了第一个三维广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟的中微子冷却吸积盘在中子星合并，包括一个现实的状态方程在低密度和温度下有效，自洽的电子分数的演变，和中微子冷却通过一个近似的泄漏计划。经过磁绕组的初始磁场放大后，我们目睹了由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流的剧烈发作。磁盘迅速达到之间的平衡，从MRI驱动的湍流加热和中微子冷却，调节中平面电子分数到一个低的平衡值$Y_\text{e} \approx 0.1$。在380毫秒的模拟时间，我们发现，一个分数$\approx 20\%$的初始环面质量是不受约束的强大的外流速度$v \approx 0.03-0.1\,c$和电子分数$Y_\text{e} \approx 0.1-0.25$。通过核反应网络对流出物进行后处理，显示出稳健的第二和第三峰r-过程的产生。虽然与以前的轴对称流体动力学模拟的结果大致一致，外推我们的结果晚表明，总喷出物质量从GRMHD磁盘显着更高。我们的研究结果提供了强有力的证据，合并后的磁盘流出是一个重要的网站的r-过程。
2017-11-02 astro-ph.HE gr-qc
Fast neutrino flavor conversion, ejecta properties, and nucleosynthesis in newly-formed hypermassive remnants of neutron-star mergers
在两颗中子星并合过程中所释放的中微子会影响流出喷出物的动力学和重元素的核合成。在这项工作中，我们分析的中微子发射特性和条件导致的味道不稳定性的增长合并残留物组成的超大质量中子星和吸积盘在合并后的第一个10毫秒。分析是基于流体动力学模拟，其中包括通过“改进的泄漏平衡吸收计划”（ILEAS）的中微子发射和吸收效应的建模。我们还研究了核合成的重元素通过快速中子捕获过程（r-过程）内的材料在此阶段期间喷出。从合并残余物的$\barν_e$超过$ν_e$的主导发射导致中微子的快速成对味道转换的发生的有利条件，独立于所选择的状态方程或二进制的质量比。核合成结果是非常稳健的，范围从第一个到第三个r-过程峰。特别是，超过$10^{-5}$ $M_\odot$的锶在这些早期喷出物中产生，这可能是GW 170817千诺瓦观测的原因。我们发现，含有自由中子的喷出物的量后，$r$过程冻结，这可能是权力的早期紫外线发射，减少了约10倍时，模拟不包括弱相互作用。最后，所有中微子味之间的潜在味均分主要是发现影响核合成的结果在极性喷出物内$\lesssim 30^\circ$，通过改变产生的铁峰和第一峰核的量，但它不改变其中的镧系元素的质量分数。
2020-11-13 astro-ph.HE
Magnetic Eruption and Nucleosynthesis in GRνMHD Simulations of Spinning Neutron Star Mergers
Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）；University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；INAF, Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；INFN, Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）
通过三维广义相对论磁流体动力学模拟，研究不同自旋配置的中子星合并中自旋对动力学、磁场演化、外流及核合成的影响，发现对齐自旋产生更准直的极向外流并合成富质子物质，而反自旋则抑制磁驱动风。
2026-09-23 astro-ph.HE gr-qc
Impact of Neutrino Flavor Conversions on Neutron Star Merger Dynamics, Ejecta, Nucleosynthesis, and Multi-Messenger Signals
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Tennessee Knoxville（田纳西大学诺克斯维尔分校）；Università di Trento（特伦托大学）；INFN-TIFPA, Trento Institute for Fundamental Physics and Applications（意大利国家核物理研究所-特伦托基础物理与应用研究所）
本研究探讨中微子味转换对中子星并合过程、喷流、核合成及多信使信号的影响，发现其能显著增加中子富集喷流和r过程产率，并揭示味转换与引力波辐射的关联。
2026-01-12 astro-ph.HE gr-qc
Imprints of neutrino-pair flavor conversions on nucleosynthesis in ejecta from neutron-star merger remnants
中子星合并后的残余物中含有大量的中微子。采用流体动力学模拟的方法，研究了中心为$3\ M_\odot$黑洞、无量纲自旋参数$0.8$和吸积环$0.3\ M_\odot$的中子星合并残留物的中微子发射特性.最初，$\barν_e$的局部数密度大于残留物上方任何地方的$ν_e$。然后，当环面接近自我调节平衡时，中微子的局部丰度超过了极地周围漏斗中的反中微子丰度。随着时间的推移，可以发生快速成对风味转换的区域相应地缩小。尽管如此，我们发现快速的味道转换确实影响了大多数中微子驱动的喷出物。假设快速风味转换导致风味平衡，发现具有质量数$A>130$的核的显著增强以及镧系元素质量分数的变化超过一千倍。我们的研究结果暗示了中微子味振荡对预测kilonova（macronova）光变曲线的潜在相关作用，并激励了在这个方向上的进一步工作。
2017-12-31 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Accurate muonic interactions in neutron star mergers and impact on heavy-element nucleosynthesis
本文开展含五种中微子及 μ 子 β 过程的 BNS 并合广义相对论输运模拟，揭示 μ 子相互作用改变冷却、抛射物性质与 r 过程元素产额。
2025-05-15 astro-ph.HE gr-qc
Mergers of compact objects with cores of massive stars: evolutionary pathways, r-process nucleosynthesis and multi-messenger signatures
本文回顾了致密天体与大质量恒星核心并合的演化通道、吸积物理等关键过程、r-过程核合成可行性及电磁、中微子和引力波等多信使特征，并探讨其与核坍缩超新星等天文事件的关联及未来前景。
2025-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Implications of GRB 130603B and its macronova for r-process nucleosynthesis
在短暂的GRB 130603 B之后，对Li-Paczynski macronova的初步鉴定表明，有百分之几太阳质量的中子星物质被喷射出来，这些喷射出来的物质已经放射性衰变成重r过程元素。如果是正确的，这证实了长期存在的预测（Eichler，Livio，Piran和Schramm 1989），一方面，sGRB是在紧凑的二元合并（CBM）中产生的，另一方面，这些事件是重（A>130）r过程核的重要和可能的主要来源。假设这种解释是正确的，我们得到的喷射质量的下限为0.02 m_sun。使用目前对sGRB速率的估计，并使用50的光束因子，与sGRB相关的合并可以产生宇宙中所有观测到的重r过程材料。我们面对这个结论与宇宙化学，并表明，即使这样的事件是罕见的，混合是足以占目前的均匀分布的r-过程材料在银河系。然而，在一些金属丰度非常低的恒星中出现大量的Eu需要一些合并很早就发生了，即在最早的恒星形成事件之后有很短的时间延迟。或者，一个额外的早期r-processsource可能在早期阶段起了作用。最后，我们注意到，早期太阳系中短寿命{244}^Pu的证据表明，这种合并发生在太阳系形成前不久（数亿年）的附近。
2014-01-09 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Short-lived $^{244}$Pu Points to Compact Binary Mergers as Sites for Heavy r-process Nucleosynthesis
放射性$^{244}$ Pu丰度的测量可以打破用于生产重$r$工艺元素的高速率/低产量和低速率/高产量方案之间的简并性。第一个对应于核心坍缩超新星（cc-SNe）的产生，而后者对应于例如紧凑的双星合并的产生。根据深海测量推断，当前星际介质中估计的$^{244}$ Pu丰度（Wallner等人，2015年）明显低于相应的早期太阳系丰度（Turner等人，2007年）。我们估计的预期中值的$^{244}$钚丰度和波动在这两个模型中的值。我们表明，虽然目前和早期太阳系的丰度自然解释内的低利率/高收益率（如合并）的情况下，他们是不兼容的高利率/低收益率（cc-SNe）模型。推断的事件率显着同意紧凑的双星合并率估计从银河系中子星双星和短伽马射线暴。此外，喷出的质量$r$ -过程元素每个事件同意与理论和观测macronova/kilonova估计。
2015-10-02 astro-ph.HE
The Influence of Neutrinos on r-Process Nucleosynthesis in the Ejecta of Black Hole-Neutron Star Mergers
在黑洞和中子星合并的过程中，重子质量可以从系统中释放出来。由于喷射出的物质是非常富含中子的，当物质膨胀和冷却时，r过程会迅速合成重核素。在这项工作中，我们将广义相对论模型的黑洞-中子星（BHNS）合并到牛顿光滑粒子流体动力学（SPH）代码，并遵循演化的热力学和形态的喷出物，直到流出成为同源。我们调查如何后续的演变取决于我们的映射过程，并发现结果是强大的。利用SPH粒子的热力学历史，我们计算了这些流出物中预期的核合成，同时改变来自合并后吸积盘的中微子辐射水平。我们发现，即使是不切实际的高中微子光度，由于流出的快速速度，喷出的材料强烈地产生r-过程核合成。尽管如此，我们发现中微子可以对r-过程核合成的详细模式产生影响。电子中微子被中子俘获产生质子，而中子俘获发生。产生的质子迅速形成r过程的低质量种子核。这些低质量的晶种最终被并入A~78处的第一r过程峰，主要产生Ge和Se。我们详细考虑了这一过程的机制，并讨论了它是否会影响第一峰r过程核的星系化学演化。
2017-04-06 astro-ph.HE
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
Magnetic Field Strength Effects on Nucleosynthesis from Neutron Star Merger Outflows
本研究通过广义相对论磁流体动力学结合蒙特卡洛中微子输运模拟三个不同初始磁场的并合后黑洞吸积盘，发现磁场强度提升会增加抛射质量，显著影响喷流几何，且锕系元素产率对磁场高度敏感，或可解释贫金属富r-过程恒星的锕系丰度差异。
2023-11-10 astro-ph.HE
Nucleosynthesis constraints on the neutron star-black hole merger rate
我们推导出的时间平均事件率的中子星-黑洞（NS-BH）合并使用人口综合生产的估计与核质量数A > 140的重快速中子捕获（r-过程）元素的事件相比，这些化学物种的银河系储存库的约束。我们的估计是基于相对论流体动力学模拟卷积与理论预测的二进制人口。这使我们能够确定一个严格的平均NS-BH合并率上限，即每年约6*10^-5。我们量化的不确定性，这种估计是在几个因素，主要是因为未知的BH自旋分布这样的系统，不确定的NS物质的状态方程，并在银河系的r-过程材料的内容可能的错误。我们的方法意味着NS-BH双星和双NS系统的合并率之间的相关性。先进的LIGO和先进的处女座从这样的致密天体二进制的引力波信号的探测率的预测是乐观的一面是不符合我们的分析所设置的约束。
2014-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Estimating outflow masses and velocities in merger simulations: impact of r-process heating and neutrino cooling
确定黑洞-中子星和中子星-中子星双星中物质流出的质量、成分和几何形状，对于目前建立千新星模型和理解中子星合并在r-过程核合成中的作用至关重要。在这篇手稿中，我们回顾了目前在合并模拟中使用的简单标准，以确定物质是否是未绑定的，以及喷射物质的渐近速度将是什么。然后，我们表明，适当占加热和冷却过程中的r-过程核合成是很重要的，准确地预测流出的质量和动能。这些过程也可能是至关重要的预测回落的时间尺度的任何绑定喷出物。我们推导出一个模型的渐近速度的束缚物质和束缚能的束缚物质，占这两个影响，可以很容易地实现合并模拟。然而，我们发现，详细的速度分布和几何形状的流出，目前只能捕获的流出的全三维流体模拟，作为非局部效应忽略合并模拟中使用的简单标准时，不能安全地忽略这些影响建模。最后，我们建议在流体方程中引入简单的源项，以近似地解释未来秒长的合并残余物3D模拟中r-过程核合成的加热/冷却，而不明确包括核外统计平衡反应的模拟。
2021-11-17 astro-ph.HE gr-qc
Cosmic Neutron Star Merger Rate and Gravitational Waves constrained by the R Process Nucleosynthesis
从观测到的宇宙星形成率可以推断出中子星合并（NSM）率的宇宙演化。这允许估计在先进的Virgo和ad LIGO的引力波探测器的视界中预期的速率，并将这些速率与独立的预测进行比较。在这种情况下，快速中子俘获过程，或r过程，可以被用来作为一个约束，假设NSM是这个核合成过程的主要天体物理站点。我们计算了一个典型的r过程元素，铕的早期宇宙演化。Eu产率从NSM是从最近的核合成计算。同样的方法允许计算核心坍缩超新星（CCSN）的宇宙速率和Eu的相关演化。我们发现，大部分的Eu观测在高铁丰度可以相当好地拟合CCSN或NSM的情况。然而，在较低的金属丰度，早期Eu宇宙演化有利于NSM作为主要的天体物理网站的r过程。我们的计算和光谱观测在非常低的金属丰度之间的比较允许约束的合并时间尺度在NSM的情况下，约0.1至0.2 Gyr。这些值与一些观测到的双星的合并时间尺度是一致的。最后，宇宙演化的Eu是用来把约束的NSM率，合并率在地平线上的引力波探测器先进的处女座/ad LIGO，以及预期率的电磁对应合并（kilonovae）在大型近红外调查。
2015-10-02 astro-ph.HE
Nucleosynthesis in the fast ejecta of a neutron star merger
University of Hamburg（汉堡大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）；University of Basel（巴塞尔大学）；GSI Helmholtz Center for Heavy Ion Research（重离子研究所）
研究中子星合并快速抛射物中核合成的三个通道，发现自由中子在r过程冻结后仍能存活，其β衰变主导加热率，产生显著的蓝前导光变，可能被ULTRASAT观测到。
2026-05-15 astro-ph.HE
The impact of mass uncertainties on the r-process nucleosynthesis in neutron star mergers
本研究探讨核质量预测中的模型与参数不确定性对中子星并合中r-过程核合成及抛射物成分的影响，发现两者显著影响重元素产生，核模型改进对降低预测不确定性至关重要。
2025-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Impact of nuclear matter properties on the nucleosynthesis and the kilonova from binary neutron star merger ejecta
本文通过改变Skyrme EOS的核性质参数并模拟BNS并合，结合反应网络与半解析千新星模型，发现抛射物产额和光变曲线受EOS显著影响但存在强简并，难以据此可靠约束核物质性质。
2024-06-05 astro-ph.HE
Signatures of hypermassive neutron star lifetimes on r-process nucleosynthesis in the disk ejecta from neutron star mergers
我们研究了中子星合并过程中吸积盘喷出的风中重元素的核合成。本文计算了变寿命超大质量中子星（HMNS）遗迹盘流出流中元素的形成过程，考虑了角动量输运对盘演化的影响。我们采用长期的轴对称流体动力学磁盘模拟模拟的喷出物，并计算r-过程核合成与示踪粒子使用的核反应网络包含$\sim 8000$物种。我们发现，以前已知的HMNS的寿命，喷射质量和平均电子分数之间的强相关性的流出直接关系到磁盘上的中微子照射量，它占主导地位的质量喷射在早期的中微子驱动的风的形式。镧系元素和锕系元素的生产在短的HMNS寿命（$\lesssim 10$ ms）时饱和，额外的喷出物有助于形成蓝色光学千诺瓦组分，用于寿命较长的HMNS。我们发现从磁盘流出单独和太阳r-过程分布的丰度只有很短的HMNS寿命（$\lesssim 10$毫秒）之间的协议。对于较长的寿命，稀土和第三r过程的峰值显着不足相比，太阳的图案，需要额外的贡献，从动态喷出物。来自旋转黑洞（BH）的核合成信号只能与中等寿命（$\lesssim 60$ ms）的HMNS重叠。最后，我们表明，角动量输运不仅有助于后期流出的组件，但它也提高了中微子驱动的组件移动材料的引力势的较浅的区域，除了提供额外的加热。
2017-09-22 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
Light Curves of the Neutron Star Merger GW170817/SSS17a: Implications for R-Process Nucleosynthesis
在2017年8月17日，从一颗双星合并的中子星GW 170817中探测到了引力波，以及一个同时发生的短伽马射线暴GRB 170817 A。一个光学瞬变源，斯沃普超新星巡天17 a（SSS 17 a），随后被确定为这一事件的对应物。我们给出了SSS 17 a的紫外、光学和红外线曲线，从合并后10.9小时到18天。我们约束的放射性供电的瞬态产生的富中子物质的喷射。光变曲线的快速上升、随后的衰减和快速的颜色演变与不同镧系元素丰度的多个喷出物成分一致。后期的光变曲线显示，SSS 17 a产生了至少约0.05太阳质量的重元素，这表明中子星合并在宇宙的r-过程核合成中发挥了作用。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The first direct double neutron star merger detection: implications for cosmic nucleosynthesis
几十年来，天体物理学上的r-过程地点一直是一个谜，大约一半比铁重的元素都是在那里产生的。在这里，我们讨论的作用，中子星合并（NSMs）在光的第一次直接检测到这样的事件在引力波（GW）和电磁波（EM）。我们分析了第一次检测到的双中子星合并的测辐射热和近红外光变曲线，并将其与基于核反应网络的macronova模型进行了比较。的热光度曲线的斜率是一致的放射性衰变的中子星喷出物与$Y_e \lesssim 0.3$（但不是更大），这提供了强有力的证据r-过程的电磁辐射的起源。这特别排除了“镍风”作为排放的主要来源。我们发现，近红外光曲线可以很好地拟合或没有镧系元素丰富的喷出物。我们对喷出物质量的限制以及估计的速率直接证实了早期纯理论或间接观测的结论，即双中子星合并确实是宇宙核合成的主要场所。如果喷出物的质量是{ \em典型的}，NSM可以很容易地产生{ \em all}估计的银河r-过程物质，并且-取决于实际速率-可能更多。这可能是一个暗示，事件喷射了特别大量的质量，可能是由于组件质量之间的实质性差异。这将与从GW观测中获得的质量极限相一致。最近的观测结果表明，NSM负责广泛的r-过程核，它们至少是宇宙中主要的，但可能是占主导地位的r-过程。
2018-04-04 astro-ph.HE
Nucleosynthesis in dynamical and torus ejecta of compact binary mergers
我们提出了一个全面的研究的r-过程元素核合成的喷出物的紧凑的二元合并（CBM）和他们的遗迹黑洞（BH）的环面系统。的BH-吸积环面的演化模拟秒与牛顿流体动力学代码，包括粘度效应，伪牛顿重力旋转BH，和一个依赖于能量的两个时刻关闭计划的电子中微子和反中微子的运输。所研究的事例是在相对论双中子星（NS-NS）和NS-BH合并模型的指导下，产生了转动参数为A~0.8，环面为0.03-0.3 Msun的~3-6 Msun黑洞。我们的核合成分析包括动态（提示）喷出物在CBM阶段和中微子和粘性驱动流出的遗迹BH-环面系统。虽然通常约20-25%的初始吸积环质量会因粘性驱动的外流而损失，但中微子驱动的风最多贡献约1%，但中微子加热显着增强了粘性喷出物。由于BH-环面喷出物具有宽的电子分数（0.1-0.6）和熵分布，它们产生从A~80直到锕系元素的重元素，A>130核的相对贡献是次优势的，并且敏感地依赖于BH和环面质量以及剪切粘度的精确处理。当A>90时，CBM和BH-环面相的组合喷出物可以很好地再现太阳丰度。环面喷出物的不同贡献可能解释了观测到的40<Z<56的轻元素相对于重元素的变化，而与环面喷出物相比，瞬发喷出物的显著减少，例如在高度不对称的NS-BH合并中，可能解释了重元素缺乏星的组成。
2015-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Emergent nucleosynthesis from a 1.2 second long simulation of a black-hole accretion disk
研究利用全输运GRνRMHD模拟中子星并合形成的黑洞吸积盘1.2秒，发现长时模拟中喷射质量增加及粘性喷射物热力学条件显著影响r过程核合成结果，并量化了短时截断的误差。
2023-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
Impact of in situ nuclear networks and atomic opacities on neutron star merger ejecta dynamics, nucleosynthesis, and kilonovae
Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）；Università di Trento（特伦托大学）；INFN-TIFPA, Trento Institute for Fundamental Physics and Applications（意大利国家核物理研究所-特伦托基础物理与应用研究所）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
研究中性核网络和原子不透明度对中子星并合喷流动力学、核合成及千新星的影响，通过辐射-流体动力学模拟探讨核燃烧和原子不透明度的不同处理方式。
2026-04-01 astro-ph.HE
Spallation of r-Process Nuclei Ejected from a Neutron Star Merger
中子星合并是快速中子俘获（r-过程）核合成场所，其以0.1 c到高达0.6 c的高速喷射物质。因此，从NSM事件中喷射出的r过程核具有足够的能量来引发与星际介质（ISM）粒子的溅射反应。与厚靶模型的高速重核在ISM中的传播，我们发现，sparkle反应可能会转移的r-过程的丰度模式对太阳的数据，特别是周围的r-过程的峰值，相邻的核有非常不同的丰度低质量的边缘。spectrum效应既取决于r过程核的天体物理条件，也取决于核合成计算和传播过程的核物理输入。这项工作扩展了[Wang et al.（2019年）]通过关注核物理变化对spectrum效应的影响。
2020-03-13 astro-ph.HE nucl-th
Nucleosynthesis Constraints on the Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
对Ia型超新星的观测包括与这些热核爆炸有关的特征性核合成的信息。我们认为，从铁组元素和同位素比的观测约束，比较与最现实的最近治疗的电子捕获获得的各种模型。核合成对最高的白矮星中心密度敏感。因此，核合成的产额可以区分高密度的拉塞卡质量模型和低密度的燃烧模型，如白矮星合并。我们讨论了两个球形模型（爆燃和/或延迟爆轰模型）基于新的电子捕获率后处理核合成的新结果。我们还考虑了圆柱形和三维爆炸模型（包括爆燃，延迟爆炸，或暴力合并模型）。虽然在观测约束中存在不确定性，但我们确定了观测和模型中的一些趋势。我们从五个观测到的超新星和三个超新星遗迹的元素和同位素比值的模型进行了新的比较。我们发现，模型和数据往往分为两组。在一组低密度的核心，如在一个3D合并模型是稍微更一致的核合成数据，而另一组是稍微更好地确定与高密度的核心，如在单简并的1D-3D爆燃模型。因此，我们假设，这两种类型的环境似乎几乎同样有助于观察SNIa。我们还注意到，观测约束的产量$^{54}$铬和$^{54}$铁，如果可用的话，可能会被用来作为一种手段，以澄清SNIa爆炸的几何对称性的程度。
2018-08-22 astro-ph.HE
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
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
The long-term evolution of neutron star merger remnants - I. The impact of r-process nucleosynthesis
我们遵循的长期演变的动态喷出物的中子星合并长达100年的密度范围约40个数量级。我们包括核能输入新鲜合成，放射性衰变的核在我们的模拟和研究其对残余动力学的影响。虽然核加热大大改变了长期的演变，我们发现，运行核网络在纯粹的流体动力学模拟（即没有加热）产生实际上可以接受的核合成结果。辐射加热的主要动力学效应是迅速消除初始质量分布的不均匀性，随后演化自相似地进行，100年后残余物仍然携带着初始二元质量比的记忆。我们还探讨了两个质量喷射通道的核合成产额。动态喷出物非常稳健地产生“强”r-过程元素与$A > 130$的模式，这是基本上独立的合并系统的细节。从一个简单的模型中，我们发现，中微子驱动的风产生“弱”的r-过程的贡献与$50 < A < 130$的丰度模式有很大的不同合并的情况下。这是因为它们的电子分数，由中微子光度的比例决定，在不同的情况下变化很大。这样的风不会产生任何$^{56}{\rm Ni}$，而是一系列放射性同位素，这些同位素的寿命足够长，除了动态喷出物中的“macronova”之外，还能产生第二个放射性供电的电磁瞬变。虽然我们的风模型非常简单，但它仍然证明了这种中微子驱动的风对电磁瞬变的潜力，并激发了进一步，更详细的中微子流体动力学研究。在配套文件中更详细地讨论了所提到的瞬态的属性。
2014-01-17 astro-ph.HE
R-process nucleosynthesis from magnetar giant flares in neutron star--white dwarf mergers: A unified picture for peculiar long gamma-ray bursts
Guangxi University of Science and Technology（广西科技大学）；Nanchang University（南昌大学）；Xiangtan University（湘潭大学）；Hunan University of Science and Technology（湖南科技大学）
研究奇特长伽马射线暴起源，基于中子星-白矮星合并及磁星巨型耀斑，提出统一图景。通过超吸积放大磁场触发耀斑，解释瞬时发射各阶段，火球冲击地壳合成重元素解决r过程亏损，还能解释千新星及X射线平台，提供自洽框架。
2026-07-28 astro-ph.HE
Linking neutrino oscillations to the nucleosynthesis of elements
中微子与物质的相互作用在决定爆炸性天体物理环境中的核合成结果方面发挥着重要作用，例如核心坍缩超新星或致密物体的合并。在这篇文章中，我们首先讨论了我们最近的工作的重要性，研究集体中微子振荡的时间演化的活性味在确定其对核合成的影响。然后，我们考虑可能的活性无菌中微子混合，并证明需要一个一致的方法来发展中微子的味道振荡，物质组成，和流体动力学时，味道振荡可以发生在非常深的超新星。
2015-12-11 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Natal Kicks and Time Delays in Merging Neutron Star Binaries - Implications for r-process nucleosynthesis in Ultra Faint Dwarfs and in the Milky Way
合并的中子星双星是重r过程核合成的主要候选源。重r-过程物质的数量与物质抛射和合并率一致，遗迹放射性物质的丰度表明，重r-过程物质是在罕见的事件中产生的。对可能的macronovae的观测为这个模型提供了进一步的支持。不过，一些担忧依然存在。一个是在超暗矮星（UFD）星系中观测到重r过程元素。UFD的逃逸速度是如此之小，以至于在中子星诞生时发生的出生撞击可能会将这样的双星从UFD中弹射出来。此外，UFD的旧恒星星族要求r-过程核合成必须在很早的时候发生，而致密双星可能需要几个Gyr才能合并。这最后一个问题也出现在银河系内，在一些低金属丰度的恒星中观察到了重r过程物质。我们在这里表明，由于相当一部分中子星双星的形成与一个非常小的自行，这些将不会被弹出，甚至从UFD。此外，这些双星中有很大一部分在几百万年内合并，在某些情况下，合并时间甚至短于一百万年。这种“快速合并”的人口解释了UFD和银河系中重r过程材料的出现。
2016-09-02 astro-ph.HE
The Role of Fission in Neutron Star Mergers and its Impact on the r-Process Peaks
将观测到的丰度特征与恒星演化的核合成预测或爆炸模拟相比较，可以仔细检查两个方面：（a）天体物理学生产场地的条件和（b）所使用的核物理学输入的质量。我们测试了基于有限程液滴模型（FRDM）、带Strutinsky积分的扩展Thomas Fermi模型（ETFSI-Q）和Hartree-Fock-Bogoliubov（HFB）质量模型的三种不同核质量模型的中子星合并动力学喷出物的r过程核合成计算的丰度特征。我们利用相应的裂变势垒高度，并比较了四种不同的裂变碎片分布模型对最终的r-过程丰度分布的影响。特别是，我们探索的丰度分布在第二个r-过程峰和稀土子峰作为质量模型和裂变碎片分布的函数，以及在第三个r-过程峰位置的转变的起源。后者已经在一些合并核合成的预测中被注意到。结果表明，当中子俘获和β衰变相互竞争，（n，γ）-（γ，n）平衡不再维持时，这种位移发生在r过程冻结过程中.在这个阶段，中子主要来自A = 240以上的材料的裂变。我们还从最近的理论进展中研究了β衰变半衰期的作用，这导致在冻结期间裂变核的数量减少或裂变中子的释放更快（因此更早），这可以（部分）防止这种转变，并对第二和稀土峰产生影响。
2015-05-29 astro-ph.HE nucl-th
Neutrino Flavor Transformation in Neutron Star Mergers
本研究首次开展纳入中子星并合中多种成因中微子味转换的数值相对论模拟，发现味转换会影响并合遗迹的组成结构及引力波信号，还会显著影响抛射物组成与核合成产额。
2025-08-01 astro-ph.HE gr-qc
General relativistic magnetohydrodynamics simulations for binary neutron star mergers
本文综述2008至2024年间约四十次广义相对论磁化双中子星并合模拟，全面审视磁流体动力学效应，以预测和解释并合现象。
2024-05-27 astro-ph.HE gr-qc
MeV Gamma Rays from Fission: A Distinct Signature of Actinide Production in Neutron Star Mergers
中子星并合是最早被证实的快速中子俘获核合成的场所，并能从富中子喷出物中合成的放射性同位素中释放出γ射线。这些MeV的伽马射线可以提供对NSM环境的独特和直接的探测，以及对r过程性质的洞察，就像从56 Ni放射性衰变链中观察到的伽马射线提供了一个进入超新星核合成的窗口一样。在这项工作中，我们包括从裂变过程中的光子第一次在估计的MeV的伽马射线信号预计从NSM事件。我们认为NSM喷出物的组成与中子丰度的范围内，并找到一个显着的差异，在预测的信号取决于是否裂变核产生。这种差异在光子能量高于~3.5 MeV和相对较晚的时间（合并事件后几天）时最为显著，此时喷出物在光学上很薄。我们估计，如果裂变核在合并后的10^4天内产生，银河系的NSM可以被下一代伽马射线探测器（如AMEGO）在MeV范围内探测到。
2020-10-24 astro-ph.HE nucl-th
Revisiting non-linearity in binary black hole mergers
最近，它已被证明，包括泛音，合并后的引力波形在无穷远的一个二元黑洞系统是很好的建模使用纯线性理论。然而，考虑到一个二元黑洞合并被认为是高度非线性的，这些非线性，这并没有使它无限大，去了哪里？为了开始回答这个问题，我们可视化测量非线性的数值相对论二进制黑洞合并的强场区域的数量。
2020-04-01 astro-ph.HE gr-qc
Pasta Nucleosynthesis: Molecular dynamics simulations of nuclear statistical equilibrium
背景资料：由于短程核吸引力和长程库仑排斥力之间的竞争，预计在略低于饱和密度的核物质中会出现奇异的非球形核面食形状。目的：我们探讨的影响，核面食核合成，在中子星合并，冷致密的核物质喷射和减压。方法：我们使用51200和409600个核子在GPU上进行经典的分子动力学模拟。我们将我们的模拟区域从初始密度0.080 fm^{-3}扩展到0.00125 fm^{-3}。我们研究了T =0.5、0.75和1.0 MeV时Y_P=0.05、0.10、0.20、0.30和0.40的质子分数。我们使用聚类算法计算得到的系统的组成。结果：我们发现最终的成分是在很好的协议与核统计平衡模型的温度为0.75和1兆电子伏。然而，当T = 0.5MeV时，当质子分数大于YP =0.2时，分子动力学模拟得到的结果是非平衡的，并且是大的棒状核。结论：我们的MD模型是有效的，在更高的密度比简单的核统计平衡模型，并可能有助于确定初始温度和质子分数的物质喷射合并。
2014-12-29 astro-ph.HE nucl-th
Nucleosynthesis in outflows of compact objects and detection prospects of associated kilonovae
本研究对比三类天体的核合成产额，明确r过程元素的主要来源，同时给出MR CCSNe的事件率上限，并预测LSST依托引力波触发每年可探测的千新星事件数量。
2023-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/VIRGO GW170817. IV. Detection of Near-infrared Signatures of r-process Nucleosynthesis with Gemini-South
我们提出了一个近红外光谱序列的电磁对应的二元中子星合并GW 170817先进LIGO/Virgo检测。我们的数据集包括7个时期的J+H光谱与FLAMINGOS-2双子座南之间的合并后1.5和10.5天。在初始时期，光谱主要是由一个光滑的蓝色连续，由于高速，镧系元素贫乏的蓝色kilonova组件。从第二天晚上开始，所有随后的光谱都显示出类似于高浓度镧系元素材料的模型光谱中预测的特征，包括1.07和1.55微米附近的光谱峰。我们的基准模型与0.04 M_sun的喷出物，喷射速度v=0.1c，和镧系元素浓度X_lan= 1 e-2提供了一个很好的匹配的光谱在前五天，虽然它过度预测的后期流量。我们还探索了具有多个拟合分量的模型，在每种情况下，发现镧系元素的显着丰度是必要的，以匹配我们在合并后2.5 d开始观察到的宽光谱峰。这些数据提供了直接的证据表明，即使是最重的r-过程元素，双星中子星合并也是重要的生产场所。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gamma-ray Diagnostics of r-process Nucleosynthesis in the Remnants of Galactic Binary Neutron-Star Mergers
我们进行了一个完整的核网络数值计算的$r$过程的核在二进制中子星合并（NSMs），估计$γ$射线辐射的银河系NSMs的残余物的$10^6$岁的目的。采用4，070个核的核合成计算来提供电子分数$Y_{\rm e}$在0.10和0.45之间的核的元素组成比。模拟了3，237个不稳定核的衰变过程，提取了$γ$射线谱.因此，NSM在$γ$射线波段具有不同于其他天体的光谱颜色，年龄小于$10^5$年。此外，我们提出了一种新的线诊断方法$Y_{\rm e}$，使用线比率的$^{137{\rm m}}$ Ba/ $^{85}$ K或$^{243}$ Am/ $^{60{\rm m}}$ Co，这变得大于统一的年轻和老的$r$ -过程网站，分别与低$Y_{\rm e}$环境。根据对$γ$射线观测的距离极限作为年龄的函数的估计，如果我们假设NSM的数量为\citet{2019ApJ...880...23W}，则需要在亚MeV波段的高灵敏度，大约为$10^{-9}$光子s $^{-1}$ cm $^{-2}$或$10^{-15}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，以覆盖我们银河系中所有的NSM残留物。在70- 4000 keV波段，$γ$射线探测的灵敏度为$10^{-8}$ -- $10^{-7}$光子s $^{-1}$ cm $^{-2}$或$10^{-14}$ -- $10^{…
2022-05-11 astro-ph.HE
Enhanced Black-Hole Mergers in Binary-Binary Interactions
研究了四重系统中黑洞（BH）双星的轨道演化，其中第三重双星通过Lidov-Kozai（LK）振荡激发BH双星的大偏心率，导致BH双星通过引力辐射合并.对于典型的BH二进制的质量$m_{1,2}\simeq 20M_\odot-30M_\odot$和初始半长轴$a_0\sim100$ AU（这样的二进制有没有机会合并自己在$\sim10^{10}$ yrs），我们表明，二进制的相互作用可以显着增加合并的LK窗口（范围的同伴倾斜，允许BH二进制合并在10~Gyrs）。这种增加是由BH双星的LK振荡和由第三双星驱动的外（双星-双星）轨道的节进动之间的长期共振引起的。因此，在存在第三双星的情况下，BH合并分数增加到$10-30\%$，比在类似的三元系统中发现的合并分数大一个数量级。我们的分析（适当的缩放）可以很容易地适应其他配置的系统，如相对紧凑的BH二进制和适度层次的三元组，这可能会产生更高的合并分数。由于恒星四重体在银河场中的出现率并不比恒星三重体小得多，我们的结果表明，动力学诱导的BH合并可能是LIGO/VIRGO观测到的BH合并产生的一个重要通道.
2018-12-25 astro-ph.HE gr-qc
Compact binary mergers: an astrophysical perspective
本文综述了双中子星和中子星黑洞双星的研究现状。它主要解决（核）天体物理学方面的紧凑的二元合并，从而补充了最近的评论，强调了数值相对论的观点。特别讨论了富中子物质释放到宿主星系的不同途径、致密双星合并与短伽马射线暴之间的联系以及伴随的电磁信号。
2010-12-22 astro-ph.HE nucl-th
