An Infrared Search for Kilonovae with the WINTER Telescope. I. Binary Neutron Star Mergers
Wide-Field Infrared Transient Explorer（WINTER）是一种新型的1 $\text{deg}^2$视限时域测量仪器，专门用于近红外跟踪双星中子星（BNS）和中子星-黑洞合并的千新星。温特将在帕洛玛天文台的专用1米望远镜上在近红外Y、J和短H波段（0.9-1.7微米，到$\text{J}_{AB}=21$星等）进行观测。到目前为止，大多数快速千诺瓦后续已经在光学波长;然而，近红外发射褪色更慢，依赖于几何形状和视角比光学发射。我们提出了一个端到端的模拟后续活动期间的第四次观测运行（O 4）的LIGO，室女座，KAGRA干涉仪，包括模拟625 BNS合并，他们的检测引力波，低延迟和完整的参数估计天空图，和一套kilonova光变曲线从两个不同的模型网格。我们预测多达5个新的kilonovae独立发现的冬季O 4，鉴于现实的BNS合并率。使用一个更大的网格的kilonova参数，我们发现，kilonova发射是$\approx$ 2倍长的寿命和红色kilonovae检测$\approx$ 1.5倍，进一步在红外比在光学。对于90%小于150（450）$\rm{deg}^{2}$的局部区域，WINTER将对350（200）Mpc以外的10%以上的kilonova模型网格敏感。我们开发了一个通用的工具包，以创建一个最佳的BNS后续战略与任何电磁望远镜和目前…
2022-02-28 astro-ph.HE gr-qc
Modelling the spectra of the kilonova AT2017gfo -- I: The photospheric epochs
与中子星（BNS）合并GW 170817相关的千诺瓦（KN）是唯一已知的引力波源的电磁对应物。在这里，我们产生一系列的辐射传输模型（使用$\textsc{tardis}$）与更新的原子数据，并将它们与精确校准的光谱进行比较。我们使用的元素组成的核网络计算的基础上一个现实的流体动力学模拟的BNS合并。我们发现，在合并后+1.4天的蓝色光谱需要一个高电子分数的核合成轨迹。我们的最佳拟合模型完全由第一$r$过程峰元素（Sr和Zr）组成，并且Sr $\,\textsc{ii}$吸收很好地再现了强吸收特征。在这个时期，我们设定了$X_{\textsc{ln}} \lesssim 5 \times 10^{-3}$的镧系元素质量分数的上限。相反，来自$+2.4 - 6.4$天的所有后续光谱需要存在适量的镧系元素材料（$X_{\textsc{ln}} \simeq 0.05^{+0.05}_{-0.02}$），其通过具有$Y_{\rm e} = 0.29$的轨迹产生。这产生了低于6000 $\,$锶的镧系元素诱导的线覆盖，以及足够的轻$r$过程元素来解释在$\sim 0.7 - 1.0 \, \micron$（Sr $\,\textsc{ii}$）的持续强特征。该组合物给出了很好的匹配，观察到的数据，表明在近红外（NIR）过量的结果，强烈的蓝色通量赤字。第一个时期和所有其他时期之间的成分不相交表…
2022-05-03 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
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
2D End-to-End Modeling of Kilonovae from Binary Neutron Star Merger Remnants
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
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
MASTER optical detection of the first LIGO/Virgo neutron stars merging GW170817
在三个LIGO/Virgo天线报告发现引力波脉冲GW 170817/ G298048之后（Abbott等人，2017年a），MASTER全球机器人网络望远镜获得了NS+NS合并后NGC 4993星系的第一张图像。后来发现了光学瞬变MASTER OTJ 130948.10 -232253.3/SSS 17 a，它似乎是由两颗中子星合并产生的千诺瓦。本文报道了在白光和B、V、R滤光片中对基洛诺瓦的独立探测和光度测定。我们注意到，发现的kilonova NGC 4993的光度非常接近早期提出的另一个可能的kilonova GRB 130603和GRB 080503。
2017-10-18 astro-ph.HE
Emergence hour-by-hour of $r$-process features in the kilonova AT2017gfo
本研究汇编千新星AT2017gfo的光谱时间序列，发现最快抛射物成分速度达0.40-0.45c，光谱特征出现时间与Sr II预测吻合，首次直接测量电离温度且与黑体温度一致，证实早期千新星温度各向同性，单温度LTE模型可有效解释其性质。
2024-06-07 astro-ph.HE
The puzzling long GRB 191019A: Evidence for Kilonova Light
本研究重新分析GRB 191019A数据，发现其千新星特征与GW170817类似，支持致密并合起源，并表明其长持续时间源于内在机制而非外部环境。
2025-01-23 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
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
The r-process nucleosynthesis in the outflows from short GRB accretion disks
短的伽马射线暴需要一个旋转的黑洞，周围环绕着磁化的相对论性吸积盘，例如由合并的双中子星或中子星-黑洞系统形成的吸积盘。克尔黑洞的吸积是产生无重子相对论性喷流的机制。一个额外的非准直流出，包括亚相对论性的富含中子的材料，变得不受热，磁和粘性力的约束，是蓝色和红色千诺瓦的原因。我们用相对论磁流体力学模拟吸积盘，并采用真实的核物质状态方程，探讨了二次外流的形成、组成和几何结构。我们计算的核合成r-过程的产量通过采样的流出与一组密集的示踪粒子。在新合成的原子核中，来自残余r-过程放射性的核加热预计将为红色千诺瓦提供动力，独立于动力学喷出物成分，在合并时发射，以及中子贫的宽极流出，由中微子风从超大质量中子星表面发射。我们的模拟表明，磁盘的磁化和高黑洞自旋都能够发射快速风外流（$v/c\sim 0.11-0.23$）与广泛的电子分数$Y_{\rm e}\sim 0.1-0.4$，并帮助解释在kilonova光变曲线中观察到的多个组件。通过非束缚流出从合并后盘的总质量损失在初始盘质量的2%和17%之间。
2019-07-16 astro-ph.HE
Simulations of early kilonova emission from neutron star mergers
本文首次对中子星（NS）合并后的蓝千新星辐射转移进行了详细的不透明度计算。我们计算了原子序数Z = 20 - 56的高电离态元素（直到第十电离态）的原子结构和不透明度。我们发现，在早期阶段（合并后t < 1天），重元素的束缚-束缚跃迁是不透明度的主要来源，而具有半封闭电子层的离子贡献最大。不含镧系元素的喷出物（电子分数Ye = 0.30 ~ 0.40）的普朗克平均不透明度在t = 0.1天时只能达到约kappa ~ 0.5 - 1 cm ^2 g^-1，而在t = 1天时则增加到约kappa ~ 5 - 10 cm ^2 g^-1。在球状喷出物模型中，喷出物质量为Mej = 0.05 Msun，在t ~ 0.1天时的辐射热光度约为2 x 10^42 erg·s^-1。我们确认，现有的辐射热和多色数据的GW 170817可以自然地解释纯放射性模型。即使在200 Mpc的源，预期的早期紫外线信号在t ~ 4.3小时达到20.5 mag，这可以通过Swift和紫外线瞬态天文卫星（ULTRASAT）等设施检测到。早期阶段的光度对外部喷出物的结构很敏感，Kasen等人也指出了这一点。因此，早期的紫外线观测给出了强烈的约束外喷出物的结构，以及除了r-过程核的热源的存在。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Propagation of a realistic magnetar jet through binary neutron star merger medium and implications for short gamma-ray bursts
本文通过两组RMHD模拟研究磁星准直喷流在双中子星并合遗迹介质中的传播，发现喷流虽能准直穿透介质但仅达亚相对论速度，不适合作为短伽马射线暴源，但可能贡献蓝色千新星成分并利于后续相对论喷流传播。
2023-06-29 astro-ph.HE
Distinguishing the nature of ''ambiguous'' merging systems hosting a neutron star: GW190425 in low-latency
GW 190425是新发现的引力波源，与中子星-中子星合并一致，啁啾质量为$1.44\pm0.02M_\odot.$。该值落在$ambiguous$间隔内，因为仅从GW信号我们不能排除双星中存在黑洞。在这种情况下，该系统将拥有一颗中子星和一个非常轻的恒星黑洞，质量接近中子星的最大值，充满了$mass$ $gap$。与GW/GRB 170817相比，由于天空定位信息不足和距离更远，因此没有电磁对应物与此事件密切相关。本文考虑两个状态方程，并考虑黑洞自旋效应和一个新的喷出物质量公式，建立了双中子星和黑洞-中子星系统的GW 190425的kilonova光变曲线模型.与双中子星的情况相比，GW 190425中假定存在的轻黑洞会产生更亮的千诺瓦辐射，让我们区分中子星的伴星的性质。关于GW 190425的候选对应物，后来被归类为超新星，我们的模型可能已经放弃了在其早期$r$带演化中检测到的两个瞬变。结合的啁啾质量和亮度距离信息GW信号与库的kilonova光变曲线有助于识别电磁对口早on. We备注，在低延迟释放的啁啾质量在此间隔的$ambiguous$值似乎是至关重要的成功的电磁后续行动。
2020-05-29 astro-ph.HE
Constraints on the neutron star equation of state from AT2017gfo using radiative transfer simulations
双中子星GW 170817的探测以及对整个光谱的电磁对应物的观测开创了多信使天文学的新时代。在这项研究中，我们将波长依赖的不透明度和发射率计算的原子结构数据，使我们能够模拟测量的光变曲线和电磁瞬态AT 2017 gfo的光谱。观测数据的最佳拟合是通过高斯过程回归获得的，这使我们能够为与GW 170817相关的kilonova和源属性提供后验样本。从LIGO-Virgo科学合作组织获得的引力波信号中获得的约束条件，我们提出了一个$90\%$的质量比$q \lesssim 1.38$的上限和$\tildeΛ \gtrsim 197$的潮汐变形能力的下限，这排除了足够软的状态方程。我们的分析是一个更现实的kilonova模型的探路者，并显示如何结合引力波和电磁测量允许严格的约束源参数和状态方程的超核。
2018-10-17 astro-ph.HE gr-qc
Binary Neutron Star Mergers: Multi-Messenger Systematics and Prospects with Next-Generation Facilities
研究通过综合模型分析BNS合并的多信使观测前景，揭示下一代设施对BNS合并探测的潜力及系统学影响。
2025-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Beyond second-order convergence in simulations of magnetised binary neutron stars with realistic microphysics
我们研究了在完全广义相对论中，使用高阶数值方法研究磁化中子星与有限温度微观物理和中微子冷却的合并的影响。通过实施一个四阶精确的保守有限差分格式，我们模型的螺旋连同早期合并后，并强调传统的二阶方法在模拟的各个阶段的差异。我们发现，即使是有限温度的状态方程，收敛阶数高于二阶可以实现在引力波相的螺旋和合并后。我们进一步证明，二阶方案高估了富含质子的冲击加热喷出物的量，这可能会对kilonova发射的动力学部分的建模产生影响。最后，我们表明，已经在低分辨率的增长率的磁能一致解决使用四阶计划。
2020-03-13 astro-ph.HE gr-qc physics.comp-ph
Nucleosynthesis in Outflows from Black Hole-Neutron Star Merger Disks With Full GR$ν$RMHD
伴随着中子星的合并，黑洞和中子星的螺旋和合并是预测的$r$过程核合成和相关千新星的位置。对于正确的质量比，非常大量的富中子物质可以从合并后的吸积盘中释放出来。我们用全输运广义相对论中微子辐射磁流体力学模拟了一组四个合并后的圆盘。我们发现，从这些磁盘的流出是非常接近的阈值条件，强大的$r$过程核合成。在这些条件下，外流的详细性质决定了一个完整的$r$ -过程是否能够发生，这意味着可能出现各种各样的可观测现象。我们表明，平均盘流出镧系元素的分数被抑制相对于太阳同位素模式。结合动态喷出物，这些流出意味着一个蓝色和红色组件千诺瓦。
2023-03-28 astro-ph.HE gr-qc
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
Constraint on the ejecta mass for a black hole-neutron star merger event candidate S190814bv
通过对千新星的辐射传输模拟，结合实际的喷出物密度分布以及详细的不透明度和加热率模型，得到了黑洞-中子星合并候选者S190814 bv的喷出物质量上限.喷出物质量的极限在很大程度上取决于视角。对于正面观测（$\le45^\circ$），对于S190814 bv（$D=267$ Mpc）的平均距离，总喷出物质量应小于$0.1\,M_\odot$，而对于侧面观测，允许更大的质量。我们还推导出保守的上限的动态喷出物质量是$0.02\,M_\odot$，$0.03\,M_\odot$，和$0.05\,M_\odot$的视角$\le 20^\circ$，$\le 50^\circ$，和$\le 90^\circ$，分别。我们发现，在GW触发后2 d内，{ \it iz}-波段观测深度超过$22$等，对于探测总喷出物质量为$0.06\,M_\odot$、距离为$D=300$ Mpc的千诺瓦是至关重要的。我们还表明，如果未来的观测将$0.03\,M_\odot$的上限设定为啁啾质量小于$\lesssim 3\,M_\odot$且有效自旋大于$\gtrsim 0.5$的BH-NS事件的动态喷出物质量，则可以获得对NS质量-半径关系的强约束。
2020-06-06 astro-ph.HE gr-qc
Stripping of a neutron star in a close binary system in a pair with a black hole
本研究提出中子星-黑洞双星并合时可能发生缓慢剥离机制，当被剥离至约0.1太阳质量时中子星爆炸产生电磁瞬变，该机制在50-90%并合案例中可行且千新星辐射易于探测。
2024-10-16 astro-ph.HE
Evidence for X-ray Emission in Excess to the Jet Afterglow Decay 3.5 yrs After the Binary Neutron Star Merger GW 170817: A New Emission Component
在中子星合并事件GW 170817之后的第一个$\sim3$年，无线电和X射线辐射主要由结构相对论离轴喷流传播到具有n $< 0.01\,\rm{cm^{-3}}$的低密度介质中的发射所支配。我们报告的观测证据过量的X射线发射在合并后的$δt>900$天。随着$L_x\approx5\times 10^{38}\,\rm{erg\,s^{-1}}$在1234天，最近检测到的X射线发射代表一个$\ge 3.2\,σ$（高斯等效）偏离通用后喷流中断模型，最适合的多波长余辉在较早的时间。在JetFit余辉模型的背景下，目前的数据表示偏离具有统计学意义的$\ge 3.1\,σ$，这取决于火球准直，最现实的模型在$\ge 3.7\,σ$的水平上显示过量。缺乏可检测到的3 GHz无线电发射表明其宽带频谱比喷流余辉更硬。这些属性是一致的出现一个新的发射组件，如同步辐射从温和的相对论冲击产生的扩大合并喷出物，即一个kilonova余辉。在这种情况下，我们提出了一套从头算数值相对论BNS合并模拟表明，X射线过剩支持存在一个高速尾在合并喷出物，并认为对合并残留到黑洞的迅速崩溃。来自致密天体残余物吸积过程的辐射是一个可行的替代方案。既没有kilonova余辉，也没有吸积动力的排放之前已经观察到，作为检测的BNS合并在这个阶段的演变是前所未有的。
2022-03-05 astro-ph.HE
Progenitor models of the electromagnetic transient associated with the short GRB 130603B
由r-过程元素的放射性衰变提供能量的电磁瞬变，即所谓的kilonova/macronova，是至少包含一颗中子星的致密双星合并可能观测到的结果之一。最近的观测强烈地暗示了电磁瞬变的首次发现，这与短GRB 130603 B有关。我们结合数值相对论模拟和辐射转移模拟的动态喷出物的双中子星和黑洞-中子星合并，探索这一事件的可能的祖先。我们表明，在一个现实的参数范围内的喷出物模型一致再现所观察到的近红外过量。我们还表明，软状态方程模型的双中子星合并和刚性状态方程模型的黑洞-中子星合并有利于重现观测到的光度。
2013-10-06 astro-ph.HE gr-qc
Three-dimensional GRMHD simulations of neutrino-cooled accretion disks from neutron star mergers
由两颗中子星（NS）或一颗中子星和一个恒星质量黑洞组成的合并双星通常会在残余黑洞或长寿中子星周围形成一个巨大的吸积环。从这些中微子冷却的吸积盘中流出的流是$r$过程核合成和产生千诺瓦的重要场所。我们提出了第一个三维，广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟，包括弱相互作用和一个现实的状态方程的吸积盘在粘性时间尺度（$380\,\mathrm{ms}$）。我们见证了稳态MHD湍流的出现，一个磁发电机与$\sim\!20\,\mathrm{ms}$周期，并产生一个“热”盘日冕，发射强大的热外流的帮助下释放的能量作为自由核子重组成$α$ -粒子。我们确定了一个自我调节机制，保持中平面电子分数低（$Y_e\sim0.1$）在粘性的时间尺度。这个富含中子的储层又供给保持足够低的$Y_e\approx 0.2$值的流出物，以稳健地合成第三峰值$r$ -过程元素。准球形流出预计解除绑定$40\%$的初始磁盘质量与典型的渐近逃逸速度的$0.1c$，因此可能代表的主要质量喷射机制在NS-NS合并。包括中微子吸收，我们的研究结果与以前的流体动力学$α-$磁盘模拟，整个范围的$r$ -过程核从第一到第三$r$ -过程峰值可以合成的流出，在很好的协议与观测到的太阳系丰度。渐近逃逸速度和喷出物的数量，外推到适度较高的磁盘质量时，是一致的，需要解释的红色kilonova排放后，NS合并GW 170817。
2018-06-24 astro-ph.HE gr-qc
Studying Postmerger Outflows from Magnetized Neutrino-cooled Accretion Disks
紧密双星合并产生的自旋黑洞周围的中子冷却吸积流是形成喷流和发射磁驱动外流的一个有希望的方案。基于LIGO和Virgo天文台对GW170817引力波的探测以及电磁观测，该模型可以解释短持续时间伽马射线暴（GRB）和kilonova辐射的中心引擎。利用开放源代码的GRMHD HARM-COOL程序，在固定弯曲时空背景下，发展了几种具有真实状态方程的二维磁化吸积盘-黑洞模型.我们应用粒子示踪技术来测量流出物的性质。选择的磁盘和黑洞的初始参数的方式来表示不同的可能合并后的情况下合并的紧凑对象。我们的模拟显示了黑洞的自旋和喷出的质量之间有很强的相关性。一般来说，合并产生巨大的圆盘和快速旋转的黑洞会产生更强的外流。我们观察到我们的模型产生的风具有中等速度（$v/c \sim 0.1-0.2$）和宽范围的电子分数。我们使用这些结果来估计可能的放射性供电的瞬态发射这样的系统的光度和光变曲线。我们发现亮度峰值范围内的$10^{40}-10^{42}$ erg/s，这与以前的研究盘风外流。
2022-12-11 astro-ph.HE
The neutron-star merger delay-time distribution, r-process "knees", and the metal budget of the Galaxy
本文利用再循环毫秒脉冲星年龄与双中子星并合时标分布，提出快、慢双族群DTD模型，解释短暴/千新星起源及厚盘r过程元素丰度“膝”，并推断银河系保留70–90%金属。
2024-06-12 astro-ph.HE
Neutron star bulk viscosity, "spin-flip" and GW emission of newly born magnetars
重新研究了具有内部环形磁场的新生磁星中粘性驱动的“自旋翻转”不稳定性。我们计算的整体粘性系数（$ζ$）的冷，$npe μ$物质在中子星（NS），为选定的值的核对称能和在该制度中$β$平衡是慢于特征振荡周期。我们证明：i）$ζ$比先前假设的大，不稳定时间尺度相应地更短; ii）对于磁致椭圆率$ε_B \lesssim 4 \times 10^{-3}$，通常在新生磁星中预期，自旋翻转发生在初始自旋周期$\lesssim 2-3$ ms，与NS状态方程（EoS）有一定的依赖性。然后，我们计算的GW信号的可探测性由新生磁星发射的“自旋翻转”，也占减少的范围从现实的信号搜索。对于最佳范围的$ε_B \sim (1-5) \times 10^{-3}$，和出生自旋周期$\lesssim 2$ ms，我们估计的水平$\gtrsim 4$ Mpc，和$\gtrsim 30$ Mpc，先进的和第三代干涉仪在设计灵敏度，分别。超新星（或千新星）被认为是这种GW事件的电磁对应物。在GW发射的最佳范围之外，EM扭矩在提取NS自旋能量方面更有效，这可以为甚至更亮的EM瞬变提供动力。
2018-06-28 astro-ph.HE
Large Eddy Simulations of Magnetized Mergers of Neutron Stars with Neutrinos
中子星合并是非常剧烈的事件，涉及极端的物理过程：动态、强场引力、大磁场、非常热、致密的物质和大量中微子的产生。对这样一个系统及其相关的多信使信号（如引力波、短伽马射线暴和千诺瓦）的精确建模需要包括所有这些过程，并且随着多信使天文学的普遍进步，特别是引力波天文学的进步（如第三代探测器的发展），这一点越来越重要。几个广义相对论的代码已经纳入了不同程度的现实主义这些元素。在这里，我们扩展我们的代码MHDuet，它可以执行磁流体力学的大涡模拟，以帮助捕获合并过程中的磁场放大，并允许现实的状态方程和中微子冷却通过泄漏计划。我们进行了几次测试，涉及孤立和二元中子星证明代码的准确性。
2022-05-06 astro-ph.HE gr-qc
Unequal mass binary neutron star mergers and multimessenger signals
我们采用三种不同的真实微物理核状态方程，并考虑中微子冷却效应，研究了不同质量比的双中子星的合并。特别是，我们集中在引力波签名的状态方程的影响，也对它的作用，结合中微子冷却，在确定所产生的超大质量中子星的性质，产生的中微子，和喷出的物质。我们发现的喷出物与最近的其他研究是一致的，这些研究发现，小质量比产生更多的喷出物比相同质量的情况下（在一定限度内），这种喷出物更富含中子。这一趋势表明，为了能够提取有关核物质状态方程的信息，未来的千新星观测必须测量相关的双星中子星系统的单个质量，这可能是通过同时进行的引力波观测得到的
2016-03-01 astro-ph.HE gr-qc
Jet Launching from Merging Magnetized Binary Neutron Stars with Realistic Equations of State
我们进行广义相对论，磁流体动力学（GRMHD）模拟的准圆形轨道上的双中子星合并，并进行延迟或即时崩溃的黑洞（BH）。恒星是无旋的，并使用SLy或H4核物质状态方程建模。为了评估初始磁场配置对喷气发动机的影响，我们赋予恒星一个纯粹的极向磁场，最初是不重要的动态，要么局限于恒星内部或从内部延伸到外部，在典型的恒星。与我们以前的结果相一致，我们发现，只有BH +盘残留物起源于形成超大质量中子星（HMNS）的双星，并经历延迟崩溃可以驱动磁动力射流。我们发现，双星的总质量越接近瞬发坍缩的阈值，从引力波峰值到喷流发射的时间延迟越短。该时间延迟还强烈地依赖于初始磁场配置。我们还发现，种子磁场局限于恒星内部可以推出一个喷流在$\sim 25\,\rm ms$晚于那些脉冲星一样的磁场。喷流的寿命[ $Δt\lesssim 150\,\rm ms$ ]和它的出射坡印廷光度[ $L_{\rm EM}\sim 10^{52\pm 1}\rm erg/s$ ]与典型的短伽马射线暴中心发动机寿命一致，也与用于发射喷流的Blandford-Znajek机制及其相关的坡印廷光度一致。我们的数值结果还表明，物质的动力学喷射可以通过磁场增强。因此，需要GRMHD研究来充分理解来自GW 170818样事件的kilonova信号。
2021-12-17 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Effects of the microphysical Equation of State in the mergers of magnetized Neutron Stars With Neutrino Cooling
我们使用不同的现实，微物理核状态方程，以及结合磁场和中微子冷却效应的合并中子星。特别是，我们集中在状态方程的影响，引力波签名，也对它的作用，结合冷却和电磁效应，在确定的超大质量中子星的性质所产生的合并，中微子的生产，并从系统的喷出物的特性。我们发现的喷出物与最近的其他研究一致，发现软状态方程比硬状态方程产生更多的喷出物。此外，中子丰度的程度增加软状态方程。根据报道的基洛诺瓦观测结果（与GRB~ 130603 B和GRB~060614有关）以及在深海沉积物中发现相对低丰度的重放射性元素（关于可能通过超新星产生），我们推测，一个软的地球表面可能是更好的-因为它能大量产生足够多的中子-如果这种事件是由双中子星合并驱动的话。我们还发现，现实的磁场强度，获得与子网格模型调整，以捕捉磁放大通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性合并，一般太弱，以影响引力波签名后合并的时间尺度内的$\approx 10$ ~ms，但可以有微妙的影响合并后的动力学。
2015-05-07 astro-ph.HE gr-qc
How to identify the object with mass range of $(2.2-3)M_\odot$ in the merger of compact star systems
本文提出通过并合前后电磁辐射特征（旋近阶段多波段前兆辐射和并合后千新星亮度及抛射物质量比）来识别质量区间为 $(2.2-3)M_\odot$ 的神秘致密天体是低质量黑洞还是大质量中子星，并指出这些前兆辐射通常过于微弱而难以被现有望远镜探测。
2025-04-10 astro-ph.HE
Radioactive decay products in neutron star merger ejecta: heating efficiency and $γ$-ray emission
新合成的$r$ -过程核的放射性衰变在紧凑的二元合并动力光学/红外macronovae（kilonovae），遵循这些事件喷射。的光变曲线取决于关键的放射性衰变的不同产品之间的能量分配，这起着重要的作用，从一个给定的观测信号的弹出$r$过程元素的量的估计。我们研究了放射性衰变的能量分配和$γ$射线发射。我们表明，$20$ - $50\%$的总放射性能量是释放在$γ$ -射线的时间尺度从几个小时到一个月。每单位能量间隔发射的$γ$ -射线的数量在几十keV和$1$ MeV之间具有大致平坦的光谱，使得该能量的大部分由$\sim 1$ MeV $γ$ -射线携带。然而，在macronova发射的峰值处，$γ$ -射线的光学深度为$\sim 0.02$，并且大多数$γ$ -射线逃逸.这些$γ$ -射线的损失减少了进入喷出物的热沉积，因此减少了预期的macronova信号，如果这些是镧系元素占主导地位的话。这意味着喷出的质量比先前估计的大$2$-$3$倍。自发裂变加热了喷出物，如果合成了足够量的超铀核，加热速率可以增加。对这些逃逸的$γ$ -射线的直接测量可能为macronova机制和$r$ -过程核合成位点的鉴定提供最终的证据。然而，用目前的X射线和$γ$射线任务探测这些信号的机会很小。新的探测器，更敏感的至少一个因素，需要一个现实的检测率。
2015-11-17 astro-ph.HE
HARM3D+NUC: A new method for simulating the post-merger phase of binary neutron star mergers with GRMHD, tabulated EOS and neutrino leakage
第一个双中子星合并已经在引力波中被探测到。该信号伴随着一个电磁对应物，包括由放射性原子核衰变提供动力的千诺瓦组件，以及一个短的$γ$射线爆发。为了理解放射性能量信号，有必要模拟合并后盘的流出和核合成。模拟盘和预测流出物的成分需要广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟，其中包括现实的有限温度状态方程（EOS）和自洽计算中微子的影响。在这项工作中，我们详细介绍了有限温度状态方程的实现和中微子的处理GRMHD程序HARM3D+NUC，基于HARM3D。我们包括正式测试的有限温度状态方程和中微子泄漏计划。我们进一步测试的代码显示，给定的条件类似于那些公布的残留磁盘后中子星合并，它再现了重组的自由核子的中子丰富的组合物和激发的热风。
2022-01-31 astro-ph.HE gr-qc
Black Hole-Neutron Star Binaries near Neutron Star Disruption Limit in the Mass Regime of Event GW230529
University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Washington State University（华盛顿州立大学）；Cornell University（康奈尔大学）；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））
针对GW230529事件的质量区间，使用SpEC代码模拟黑洞-中子星并合，发现即使低于预测的瓦解极限也能形成低质量吸积盘驱动cbGRB，并评估了剩余质量模型的准确性。
2026-07-02 astro-ph.HE gr-qc
Spin-polarized $β$-stable neutron star matter: the nuclear symmetry energy and GW170817 constraint
旋转脉冲星的磁场可能非常强，以至于中子星（NS）物质的物态方程（EOS）会受到重子自旋极化的显著影响。在非相对论性Hartree-Fock形式下，利用一个真实的密度相关核子-核子相互作用，并将其自旋和自旋-同位旋依赖性精确地调整到自旋极化核物质的Brueckner-Hartree-Fock结果，研究了自旋极化核物质的物态方程.结果表明，随着重子自旋极化率的增加，核对称性能量和质子分数显著增加，导致磁星冷却过程中直接Urca过程的几率增大.在不同的重子自旋极化下得到的$β$稳定的np $eμ$物质的物态方程作为Tolman-Oppenheimer-Volkov方程的输入，确定了NS的流体静力学组态.基于GW 170817对NS的半径$R_{1.4}$和$M\approx 1.4_\odot$的约束，我们的平均场结果表明，NS并合中可能有高达$60~\%$的重子是自旋极化的.这一结果支持Metzger等人提出的GW 170817蓝色千诺瓦喷出物的磁星起源，因此，在NS物质物态方程的多体计算中，需要对重子的自旋极化进行适当的处理，然后才能将计算的NS物质质量和半径与多信使GW 170817观测约束的结果进行比较。
2020-10-28 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Astrophysical Implications of Neutron Star Inspiral and Coalescence
在引力波中观测到的两颗中子星的第一个螺旋非常接近，允许同时观测引力波和电磁波，这是几年来没有预料到的。他们的合并，随后是伽马射线暴和千诺瓦，在电磁望远镜的光谱波段被观察到。这些GW和电磁观测在理解短伽马射线暴、确定最重元素的起源和确定中子星的最大质量方面取得了巨大进展。从潮汐在引力波形上的印记和对X射线双星的观测中，人们可以提取出螺旋形中子星的半径和变形能力。半径、最大质量和因果关系一起约束了中子星状态方程，未来的约束可以来自合并后振荡的观测。我们有选择地回顾这些结果，用推导和估计来填充一些物理学。
2022-01-09 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
