Where has all the $r$-process gone? Timescales for GRB-Kilonovae to Enrich their Host Galaxies
本研究量化了中子星并合产生$r$-过程元素富集宿主星系的时间尺度，发现富集存在延迟且受宿主比恒星形成率影响，部分$r$-过程物质会丢失至星系际介质中。
2025-03-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Light curves and polarizations of gravitationally lensed kilonovae
通常认为千新星是由双中子星或黑洞和中子星合并的喷出物产生的。自由中子可能保留在喷出物的最外层，通过$β$衰变产生一种前体。在千新星向观测者传播的过程中，其中一小部分可能会被前景物体引力透镜化。在本文中，三个镜头模型，即，本文采用点质量模型、奇异等温球（SIS）模型和Chang-Refsdal模型研究了引力透镜kilonovae的光变曲线和偏振。我们发现，如果两个图像之间的时间延迟超过SIS模型中透镜质量$\sim 10^{10}~M_\odot$的喷出物加热时间尺度，则在光变曲线中将产生微小的凹凸状信号，并且在所有情况下总光度都将被放大。在大多数情况下，透镜kilonovae的偏振显着增强。未来对透镜kilonovae的探测将对喷出物的形态施加限制，并有助于确定紧凑物体合并的性质和寻找强引力透镜。
2023-01-18 astro-ph.HE
Kilonovae of binary neutron star mergers leading to short-lived remnant neutron star formation
本研究结合数值相对论与核合成结果，分析短命残留大质量中子星情形下的双中子星并合千新星特征，指出其无法解释GW170817观测，并给出近红外光变标度律及观测建议。
2023-06-12 astro-ph.HE gr-qc
Mergers of double neutron stars with one high-spin component: brighter kilonovae and fallback accretion, weaker gravitational waves
该研究模拟双中子星合并中一颗高自旋的情形，发现其产生更亮千新星、更多回落吸积和较弱引力波，可能延迟黑洞形成并引发长时标伽马射线暴。
2024-02-10 astro-ph.HE
Kilonovae
双中子星（NS-NS）和黑洞（BH）-NS双星的合并是先进LIGO和未来引力波（GW）探测器的有希望的引力波（GW）源。这种合并事件产生的富含中子的喷出物经历了快速的中子捕获（r过程）核合成，使我们的银河系富含稀有的重元素，如金和铂。这些不稳定核的放射性衰变也为快速演化的超新星般的瞬变提供动力，称为“千诺瓦”。Kilonovae提供了一个近似各向同性的电磁对应GW信号，这也提供了一个重要的，如果不是占主导地位，r-过程的网站的独特和直接的探头。这本手册回顾了kilonovae的历史和物理学，导致了目前的范例，长达一周的发射光谱峰值在近红外波长。使用一个简单的光变曲线模型来说明基本物理，我介绍了这个典型的图片，包括潜在的重要变化：~一天的光学（“蓝色”）发射从镧系元素的喷出物的组成部分，~小时的前体紫外/蓝色发射，由最外层的喷出物层的自由中子衰变提供动力;以及由于来自长寿命中心引擎的能量输入而增强的发射，例如吸积BH或毫秒磁星。我评估的前景，检测kilonovae未来GW检测NS-NS/BH-NS合并在最近的后续活动的LIGO二进制BH-BH合并。
2017-07-18 astro-ph.HE gr-qc
Contribution to the 2025 Gravitation session of the 59th Rencontres de Moriond: Limits on the Ejecta Mass During the Search for Kilonovae Associated with Neutron Star-Black Hole Mergers
本研究通过多信使观测数据分析四个中子星-黑洞并合候选体的抛射物质量限制，发现多数模拟千新星在并合后一天达到峰值光度，但现有观测策略覆盖不足，影响了探测能力。
2025-05-25 astro-ph.HE
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
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
Jets from neutron-star merger remnants and massive blue kilonovae
通过含中微子输运的三维GRMHD模拟，研究揭示长寿命BNS并合遗迹可在数十毫秒内产生双极喷流、磁化星风及大量无镧系元素抛射物，解释蓝色千新星与GW170817信号。
2023-12-08 astro-ph.HE 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
Kilonovae: nUV/Optical/IR Counterparts of Neutron Star Binary Mergers with TSO
伴随着GW 170817事件首次探测到来自双中子星（NS）并合的引力波，并直接证实了NS-NS并合是重元素r-过程核合成的重要源，为基础物理的瞬发EM（X射线通过红外和射电）研究开辟了一个广阔的新领域。在未来十年，GW观测站的规模和灵敏度将扩大，因此对能够提供快速，高灵敏度，宽带EM跟踪的设施的需求变得更加迫切。NS-NS或NS-黑洞（BH）合并将立即被LIGO国际合作所识别（并宣布）。LSST将是快速平铺通常较大（~10-100平方度）误差框的主要资源。X射线通过红外望远镜在太空中（几乎）全天空访问，可以快速成像和瓷砖是至关重要的，为提供最早的成像和光谱研究的kilonova排放后立即NS-NS合并。时域光谱天文台（TSO）是一个拟议中的探测级1.3米望远镜，位于L2，具有4个波段（0.3 - 5微米）的成像和光谱（R = 200，1800），并具有90%天空的快速回转能力。TSO nUV-中红外光谱将使新的约束NS结构和核合成。
2019-03-13 astro-ph.HE
Kilonova and Optical Afterglow from Binary Neutron Star Mergers. I. Luminosity Function and Color Evolution
在本系列的第一个工作中，我们采用了一个类似于GW 170817的，视角相关的kilonova模型和标准余辉模型，并根据宇宙学短伽马射线暴余辉的性质，采用光变曲线分布来模拟双星中子星合并的kilonova和光学余辉的光度函数和颜色演化。{We发现$\sim10\%$的余辉在峰值时刻比相关的kilonovae更亮，其中大部分在轴或近轴。这些kilonovae将被相关的余辉发射严重污染。只有在$\sinθ_{\rm v}\gtrsim 0.20$的大视角下，大多数BNS合并的EM信号将是千诺瓦主导的，并且在合并后的第二天，在$\sim5-10$处可能出现一些离轴余辉。在亮度比$\sim23-24$ \，mag暗的情况下，根据它们的光度函数，余辉的数目远大于千新星的余辉数目。由于本调查项目的搜索深度为$<22$ \，mag，因此通过偶然观测发现的余辉事件数量将远高于kilonova事件，与当前观测结果一致。{For可预见的勘测项目（例如，Mephisto，WFST，LSST），其搜索深度可达$\gtrsim23-24$ \，mag，千新星的探测率可与余辉的探测率具有相同的数量级。我们还发现，它可能是难以使用的衰落率在一个单一的频段，以直接识别kilonovae和余辉之间的各种快速发展的瞬态偶然调查。然而，光学和红外波段之间的颜色演变可以识别它们，因为它们的颜色演变模式与其他快速演变的瞬态相…
2022-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared emission from kilonovae: the case of the nearby short hard burst GRB 160821B
我们提出了一个最近的短硬伽马射线暴，GRB 160821 B，在z=0.16，在三个历元的KS带发射的限制。我们检测到一个红色的相对论余辉喷射发射在第一个时代，但没有检测到任何多余的千诺瓦排放在第二个两个时代。我们比较的上限与凯克我/MOSFIRE的多维辐射转移模型的kilonovae，采用成分相关的核加热和LTE不透明的重元素。我们讨论了八个模型，结合环形动态喷出物和两种类型的风和一个模型与动态喷出物。我们还讨论了简单的，经验的定标律的预测排放作为喷出物的质量和喷出物的速度的函数。我们对GRB 160821 B的限制限制了喷出物的质量，当速度大于0.1c时，喷出物的质量低于0.03 Msun。在先进的LIGO的距离灵敏度范围内，类似的地面观测将对预测的模型排放的全部范围足够敏感，包括只有动态喷出物的模型。这些模型的颜色演变表明，I-K颜色范围为7- 16等，这表明即使是相对较浅的红外搜索千新星也可能与光学搜索一样受到限制。
2017-06-14 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Prospect for Detection of Strongly Lensed Multi-messenger Signals of Binary Neutron Star Mergers
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）
研究双中子星合并多信使信号的引力透镜效应，通过估算探测率及考虑不同策略，发现未来伽马射线望远镜对透镜化短伽马射线暴探测率低，已知透镜定点策略对微弱千新星等有灵敏度提升，近红外设施可探测透镜化千新星且X射线观测可能探测到一定数量透镜化余辉。
2026-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Anisotropic Ejecta from Binary Neutron Star Mergers: Self-Consistent Main Thermal and Late-Time Radio Emission of NS-Powered Kilonovae
Hebei University（河北大学）
本文研究了双星中子星并合后喷流的各向异性分布对千新星主热辐射和晚期无线电发射的影响，通过分析不同各向异性分布对发射特性，特别是晚期无线电光变曲线的影响，建立了主热辐射和晚期无线电发射之间的自洽演化图景，为约束并合喷流几何结构和探测中心引擎性质提供了方法。
2026-05-18 astro-ph.HE
A strategy for LSST to unveil a population of kilonovae without gravitational-wave triggers
我们提出了一个节奏优化策略，单独使用光学成像来揭示大量的千诺维。这些瞬变是在中子星双星和潜在的中子星-黑洞合并过程中产生的，是引力波信号的电磁对应物，可以在附近的事件中用高级LIGO、高级Virgo和其他干涉仪检测到，这些干涉仪将在不久的将来上线。发现大量的千新星将使我们能够确定重元素的产生如何随着合并的内在参数和整个宇宙时间而变化。双中子星合并的速率仍然不确定，但在下一代地面干涉仪的视界内，每年只有很少（少于15个）与千新星相关的事件可能被探测到。在光学/红外波长下的快速演化（数小时到数天），相对较低的光度，以及千新星的低体积速率使得它们的发现变得困难，特别是在对天空的盲目调查中。我们建议未来的大型调查，采用滚动的节奏，其中g-i的意见采取每晚连续10个晚上的块。根据目前为大型综合巡天望远镜（LSST）设计的基线2018 a节奏，在对它们的速率，持续时间和光度的乐观假设下，预计每年在宽快深（WFD）和深钻场（DDF）调查中将检测到不到7.5个采样不良的千新星。我们估计所提出的策略，以返回高达约272 GW 170817一样kilonovae整个LSST WFD调查，发现独立于引力波触发。
2019-04-18 astro-ph.HE astro-ph.IM
Afterglows and Kilonovae Associated with Nearby Low-Luminosity Short-Duration Gamma-Ray Bursts: Application to GW170817/GRB170817A
最近，引力波事件GW 170817被发现与短伽马射线暴（GRB）170817 A有关。进行了多波长跟踪观测，并检测到GW 170817的X射线，光学和无线电对应物。这些观测结果无疑表明GRB 170817 A起源于一颗双星中子星的合并。然而，伽马射线暴属于低光度类，可能具有比正常（高光度）类更高的统计发生率和检测概率。这意味着GRB 170817 A可能本身就很强大，但我们离轴，只能观察到它的侧面发射。在这封信中，我们提供了一个及时的建模的多波长余辉发射从这个伽玛暴和相关的kilonova信号从合并喷出物，结构化射流，两个组件的射流，和一个内在的能量较低的准各向同性火球的假设下，分别。通过对余辉特性与多波长跟踪观测的比较，我们可以区分这三种模型。此外，一些模型参数（例如，喷出物质量和速度）可以受到约束。
2017-12-02 astro-ph.HE
Gamma-ray bursts and kilonovae from the accretion-induced collapse of white dwarfs
研究通过秒级二维广义相对论中微子磁流体动力学模拟表明，快速旋转强磁化白矮星的AIC可产生伴随千新星的长伽马射线暴、相对论喷流与富中子外流。
2025-02-20 astro-ph.HE hep-ph
r-Process and Kilonovae
与中子星合并GW 170817相关的千诺瓦为我们提供了几个线索，以阐明宇宙中r过程的性质。在这篇文章中，我们检查了驱动千诺瓦辐射的放射性同位素，假设合并喷出物由具有类似太阳r丰度模式的物质组成。早期（合并后1-10天）的kilonova发射主要是由于β衰变链66 Ni-> 66 Cu-> 66 Zn，这可能是光变曲线在7天左右变陡的原因。后期（> 10天）加热归因于反式Pb物种的α衰变和裂变（254 Cf）（除了β衰变），这可能是最重稳定元素之外的r处理的标志。本文总结了作者最近的一项工作（Wanajo 2018），其中使用Hotokezaka和Nakar（2019）中的数字代码对kilonova光变曲线进行了额外的计算。
2019-11-05 astro-ph.HE
Engine-fed Kilonovae (Mergernovae) -- I. Dynamical Evolution and Energy Injection / Heating Efficiencies
一个双中子星合并预计将与千诺瓦，瞬态光发射由富中子喷出物的放射性衰变提供动力。如果合并后的残余物是一颗长寿的中子星，那么向喷出物注入额外的能量是可能的。在这一系列的第一篇论文中，我们详细研究了发动机供给的kilonova（mergernova）喷出物的动态演化。我们进行了半分析研究的问题，通过采用修改后的机械冲击波模型，调用之间的相互作用坡印廷通量占主导地位的流量和非磁化的大量喷出物。发动机启动后不久，就会激发出一对冲击波。反向激波很快到达风加速区并消失（几秒钟内），而前向激波很快从喷出物中爆发（$10^2$ - $10^3$秒）并继续在周围的星际介质中传播。从发动机注入冲击波的大部分能量以磁能和动能的形式储存。对于质量等于$10^{-3}M_{\odot}$的喷出物，内能分数为$f_{\rm int} < 0.3$。总的来说，能量注入效率$ξ$至多为$\sim 0.6$，并且在以后的时间可以小到$\sim 0.04$。与前面的假设相反，有效加热只发生在前向激波从喷出物中爆发出来之前，加热效率为$ξ_t \sim (0.006 - 0.3)$，之后迅速下降到$\sim 0$。在论文II中将仔细研究发动机供给的kilonova光变曲线。
2022-08-25 astro-ph.HE
Anisotropic multimessenger signals from black hole neutrino-dominated accretion flows with outflows in binary compact object mergers
黑洞与中子星或中子星双星合并后可能产生黑洞超吸积系统。在高质量吸积率的情况下，超吸积盘处于中微子主导的吸积流（NH3）状态，并发射出大量各向异性MeV的中微子。这些中微子中只有一小部分在盘外的空间中湮灭，然后发射出超相对论喷流，这些喷流从合并喷出物中脱离出来，为伽马射线暴提供动力。合并和它们的残余物通常被认为是引力波（GW）、中微子和千子波的来源。各向异性的中微子发射和各向异性的高速物质从中央BH NH3系统流出，也可以触发强GW和发光盘流出驱动（DOD）kilonovae，分别。本文给出了从具有外流的NDAF中得到的各向异性多信使信号，包括DOD kilonovae、MeV中微子和GWs。结果表明，在相同距离上，DOD kilonovae的典型AB星等低于AT 2017 gfo，且随观测角度的增大而减小，其各向异性对外流质量分布不敏感，而主要由速度分布决定。由于具有$\gtrsim 10~\rm MeV$的中微子主要产生于盘的内部区域，它们将被相对论效应显著地偏转到大视角。此外，各向异性中微子引起的引力波应变随视角的增加而增加。不同视角下BH-NS/BNS合并多信使探测的积累可能进一步验证了有流出的NDAF的存在。
2021-11-06 astro-ph.HE
Inferring neutron star merger ejecta morphologies with kilonovae
本研究利用SuperNu辐射转移模拟网格，结合Vera Rubin和JWST观测策略，发现仅光学观测无法区分中子星并合抛射物形态，需后期中红外数据；模型比较显示SuperNu略优于POSSIS。
2025-05-22 astro-ph.HE
Radiation hydrodynamics modeling of kilonovae with SNEC
我们开发了一种方法来计算合成kilonova光变曲线，结合数值相对论模拟的中子星合并和$\texttt{SNEC}$辐射流体动力学代码。我们描述了我们的实施初始和边界条件，r-过程加热，和不透明的kilonova模拟。我们验证我们的方法，仔细检查，能量守恒是满意的，并通过比较$\texttt{SNEC}$的结果与两个半解析光变曲线模型。我们应用我们的代码来计算三个二进制具有不同的质量比（平等和不平等的质量）和不同的合并结果（短寿命和长寿命的残余物）的彩色光变曲线。我们研究了我们的结果的敏感性，流体动力学效应，核物理不确定性的加热速率，并合并模拟的持续时间。我们发现，流体力学的影响通常是可以忽略不计的，在大多数情况下，同源膨胀是一个很好的近似。然而，压力可以放大放射性加热率的不确定性的影响。我们还研究了可能由相对论性喷流发射到外流中的冲击的影响。我们的模型都不匹配AT 2017 gfo，GW 170817中的kilonova。这指出了我们的合并模拟和kilonova模型中可能存在的缺陷，这些模型忽略了非LTE效应和合并残余物可能带来的额外能量注入，并且需要超越这项工作中采用的球对称假设。
2022-03-18 astro-ph.HE
Modelling Populations of Kilonovae
2017年对与引力波发射同时发生的千诺瓦的探测已经将中子星合并确定为最重元素的主要来源，并极大地限制了其他引力理论。观测到这样的源群有可能改变宇宙学、核物理学和天体物理学。然而，由于目前只有一种可靠的多信使检测方法，因此需要改进理论理解，才能对预期来自此类人群的信号多样性进行建模。特别是，需要快速评估的模型，并与更详细的多物理模拟校准，以设计观测战略千新星探测，并获得新的观测快速响应的解释。我们使用灰色不透明度模型来构建人口kilonovae，跨越喷出物参数预测的数值模拟。我们的建模侧重于与即将到来的光学调查相关的波长，例如鲁宾天文台的时空遗产调查（LSST）。在这些模拟中，我们实现了基于核反应网络计算的加热速率。我们创建了一个高斯过程模拟器kilonova灰色不透明度，校准详细的辐射转移模拟。使用最近的适合数值相对论模拟，我们预测如何从BNS合并的喷出物参数形状的人口kilonovae，占视角的依赖性。我们模拟的中子星双星（BNS）合并的人口产生峰值i带绝对星等$-20 \leq M_i \leq -11$。详细的辐射转移计算的比较表明，需要进一步的改进，以准确地再现光谱形状的全光变曲线的演变。
2023-03-06 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
Multi-messenger constraints on the Hubble constant through combination of gravitational waves, gamma-ray bursts and kilonovae from neutron star mergers
同时探测到的引力波和来自中子星合并GW 170817的光导致了对距离和红移的独立测量，提供了对哈勃常数$H_0$的直接估计，该估计不依赖于宇宙距离阶梯，也不假设特定的宇宙学模型。通过使用引力波作为“标准警报器”，这种方法有望仲裁从宇宙微波背景推断的$H_0$值与从局部测量获得的值之间的现有张力。然而，引力波分析中已知的源的距离和倾角之间的简并性导致GW 170817中的$H_0$值不够精确，无法解决现有的张力。在这篇综述中，我们总结了最近的工作，利用电磁信号的视角依赖性，即相关的短伽马射线暴和kilonova，约束系统的倾斜度和改进$H_0$。我们概述了不同方法的关键成分，总结了在GW170817之后获得的结果，并讨论了这些方法中的每一种引入的可能的系统学。
2022-05-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Black hole - neutron star mergers: The first mass gap and kilonovae
对X射线双星的观测表明，质量在$\sim 2-5 M_{\odot}$以上的致密天体非常稀少。这个（第一质量）间隙的存在已经被用来区分核心坍缩超新星背后的拟议引擎。从LIGO/Virgo观测的二进制紧凑的残余质量，几个候选的第一质量间隙对象（中子星（NS）或黑洞（BH））在O3科学运行期间被确定。受这些新观测的启发，我们在孤立的经典双星演化的框架内研究了BH-NS合并的形成，使用人口合成方法在宇宙时间内演化出大量的双星（人口I和II）。我们目前的NS BH的质量比（$q=M_{\rm NS}/M_{\rm BH}$）合并系统的结果，表明，虽然系统的质量比低$q=0.02$可以存在，通常BH-NS系统形式与中等质量比$q=0.1-0.2$。如果我们采用延迟超新星引擎，我们的结论是，$\sim 30\%$的BH-NS合并可能拥有至少一个紧凑的对象在第一质量间隙（FMG $^\circ$）。即使考虑到致密天体形成过程中的不确定性，我们预计BH-NS系统在合并过程中喷射质量的比例也很小（来自$\sim 0.6-9\%$）。在我们的参考模型中，我们假设：（i）FMG内致密天体的形成，（ii）出生NS/BH反冲下降的回落，（iii）低BH自旋由于泰勒-斯普鲁特角动量输运在大质量恒星。我们发现，BH-NS合并的$\lesssim 1\%$将有任何质量喷射，大约相同的百分比将产生千诺瓦明亮到足以有…
2022-12-29 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
Outflows from black hole hyperaccretion systems: short and long-short gamma-ray bursts and "quasi-supernovae"
一些与中子星（NS）-NS或黑洞（BH）-NS并合有关的长伽马射线暴（LGRB）以及一些可能由类星体产生的短伽马射线暴（SGRB）的探测混淆了两类伽马射线暴（GRB）的界限。在这两种情况下，中心引擎的一个可能的候选者是一个BH，周围环绕着一个具有强烈外流的超吸积盘，发射由布兰德福德-兹纳杰克机制驱动的相对论喷流。在紧凑的二元合并的框架下，我们测试的BH超吸积流入流出模型的适用性供电观测到的伽玛暴。我们发现，低流出比，$\sim 50\%$，合并后的超吸积过程不仅可以电源所有的SGRB，但也大多数的LGRB。一些LGRB可能确实起源于BH超吸积场景中的合并事件，至少在能量需求方面。此外，千新星可能是由富含中子的外流产生的，它们的光度和时间尺度明显取决于外流的强度。伽玛暴及其相关的千新星在盘质量和总能量收支上相互竞争。外流越强，千新星的特征就越类似于超新星（SNe）。这种“新星”可称为“准超新星”。
2018-04-16 astro-ph.HE
Interacting Kilonovae: Long-lasting Electromagnetic Counterparts to Binary Mergers in the Accretion Disks of Active Galactic Nuclei
本文研究了发生在活动星系核吸积盘的中子星-中子星（NS-NS）或中子星-黑洞（NS-BH）合并喷出物的动力学和电磁（EM）特征。我们发现，喷出物和盘气体之间的相互作用导致的动力学和辐射的重要影响。我们展示了喷出物动力学的五个阶段：重力减速，滑行，Sedov-Taylor减速，从磁盘表面突破后的重新加速，动量守恒雪犁阶段。同时，喷出物的辐射非常明亮，其典型的峰值亮度达到$10^{43}-10^{44}~\rm erg~s^{-1}$的几倍。由于大部分的辐射能量是从合并喷出物的动能转换而来的，我们称这种爆炸现象为相互作用千诺瓦（IKN）。应该强调的是，IKNe是非常有前途的，明亮的EM对应的NS NS/BH NS合并事件在活动星系核盘。明亮的峰值亮度和长的上升时间（即，紫外波段10到20天，光学波段30到50天，红外波段100到100天），使得大多数巡天望远镜有足够的时间来探测IKN。然而，IKN的峰值亮度，峰值时间和光变曲线的演化模式与星系核中的超亮超新星和潮汐破裂事件相似，因此很难区分它们。但它也表明IKNe可能存在于记录的活动星系核瞬变中。
2022-11-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Efficient Bayesian analysis of kilonovae and gamma ray burst afterglows with fiesta
Universität Potsdam（波茨坦大学）；Utrecht University（乌得勒支大学）；Nikhef（荷兰国家核与粒子物理研究所）；University of Ferrara（费拉拉大学）；INFN, Sezione di Ferrara（意大利国家核物理学院费拉拉分部）；INAF, Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；DTU Space, National Space Institute, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（阿尔伯特·爱因斯坦研究所））
fiesta通过训练机器学习代理加速贝叶斯分析，用于高效研究千新现象和伽马射线暴后glow的发射过程。
2025-11-11 astro-ph.HE
Uniform Modeling of Observed Kilonovae: Implications for Diversity and the Progenitors of Merger-Driven Long Gamma-Ray Bursts
本文对八个千新星进行统一建模，发现长暴千新星红色抛射物质量更高，暗示其前身星可能是不对称致密天体双星，并验证了 Rubin 和 Roman 巡天对近邻千新星的约束能力。
2024-11-25 astro-ph.HE
Superheavy Elements in Kilonovae
本研究探讨了双中子星并合中产生超重元素（$Z\geq 104$）的条件及其对千新星光变曲线的潜在影响，发现其特征易被误认为贫镧系事件。
2023-06-01 astro-ph.HE
Detectability of kilonovae in optical surveys: $post$-$mortem$ examination of the LVC O3 run follow-up
双星中子星合并GW 170817和相关的电磁（EM）对应物“千诺瓦”（kN）AT 2017 gfo的探测开启了多信使天文学的新时代。然而，尽管做出了许多努力，但事实证明，从那时起，很难找到更多的EM对应物来取代许多LIGO/Virgo紧凑型二元合并候选者。我们探讨了正在进行的光学调查寻找kNe的灵敏度，并提出了优化选择过滤器和调查深度的方法，以提高这些微弱和快速发展的瞬变的检测效率。特别是，我们使用kN模型来探索对喷出物质量，几何形状，视角，波长覆盖范围和源距离的依赖。考虑到O3 LIGO/室女座中子星合并候选者的距离约为GW 170817的5倍，我们发现有效的$gri$对应搜索需要达到极限星等$m_{\rm lim}=$ 23等，给定模型相空间。我们的结论是，即使在乐观的假设下，O3期间的kN搜索通常也太浅，无法观察到光学对应物，从而为缺乏检测提供了一个合理的解释。
2021-05-25 astro-ph.HE
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
Kilonova and Optical Afterglow from Binary Neutron Star Mergers. II. Optimal Search Strategy for Serendipitous Observations and Target-of-opportunity Observations of Gravitational-wave Triggers
在本系列的第二项工作中，我们探索了偶然和引力波触发的机会目标（ToO）观测的最佳搜索策略，这些观测来自双星中子星（BNS）合并的千新星和光学短持续时间伽马射线暴（sGRB）余辉，假设宇宙学上的千新星是类似于AT 2017 gfo的，（但与视角的依赖性）和余辉的性质是一致的宇宙学sGRB余辉。一天的节奏偶然搜索策略与$\sim30\,$ s的曝光时间总是可以实现一个最佳的搜索策略的kilonovae和余辉的各种调查项目。我们发现，对于ZTF/Mephisto/WFST/LSST，kilonovae（余辉）的最佳检测率分别为$\sim0.3/0.6/1/20\,$ yr $^{-1}$（$\sim50/60/100/800\,$ yr $^{-1}$）。原则上，一个完全建成的四田可以检测到$\sim7({2000})\,$或$^{-1}$千瓦（余辉）。详细研究了偶然观测中电磁信号的布居特性。对于ToO观测，我们预测通过考虑第三次观测运行的精确占空比，可以在第四次观测运行（O 4）期间检测到$\sim11\,{\rm{yr}}^{-1}$ BNS引力波（GW）事件。对于可检测的BNS GW事件，GW天空定位区域的中值预计为$\sim10\,{\rm{deg}}^2$。在O 4中，我们预测ZTF/Mephisto/WFST/LSST每年可以分别探测到$\sim5/4/3/3$千新星（$\s…
2022-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Radioactive Decay of Specific Heavy Elements as an Energy Source for Late-Time Kilonovae and Potential JWST Observations
本研究通过r过程核合成模拟分析，识别出主导晚期千新星辐射的重元素，发现锕-225对晚期光变曲线至关重要，并指出JWST可有效观测这些元素。
2023-11-14 astro-ph.HE
2D End-to-End Modeling of Kilonovae from Binary Neutron Star Merger Remnants
University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Oregon State University（俄勒冈州立大学）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy（安东·潘内克天文研究所）；Institute of High-Energy Physics, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学高能物理研究所）；Department of Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校物理系）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Theoretical Astrophysics Center, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校理论天体物理中心）
本文基于HMNS遗迹的GRMHD模拟结果，结合FLASH与Sedona代码开展千新星二维端到端建模，分析加热率、遗迹寿命与观测视角的影响，发现长寿命HMNS的磁化外流可解释AT2017gfo这类蓝色千新星。
2025-11-17 astro-ph.HE gr-qc
Physical conditions for the r-process I. radioactive energy sources of kilonovae
中子星合并的喷出物中产生的不稳定核的放射性能量在为千诺瓦提供动力方面起着主要作用。在以前的研究中，幂律型加热速率（例如，~ t^-1.3），但如果喷出物主要是由A ~ 130区以外的原子核组成，这种方法可能就不够了。因此，我们考虑两个参考丰度分布，它们将r过程残差与A >= 69（轻反式铁加r过程元素）和A >= 90（r过程元素）的太阳丰度相匹配。核合成丰度是通过使用自由膨胀模型与三个参数：膨胀速度，熵，和电子分数。放射性能量的计算作为加权自由膨胀模型再现参考丰度模式的合奏。将结果与GW 170817的kilonova的热光度（合并后几天）进行了比较。我们发现，前一种情况（A >= 69），当喷出物质量为0.06Msun时，其光变曲线非常好地再现了，包括在> 7天时的变陡，其中r过程元素的质量为~ 0.01Msun。两个β衰变链被确定：66 Ni-> 66 Cu-> 66 Zn和72 Zn-> 72 Ga-> 72 Ge，具有类似的母同位素半衰期（约2天），这导致加热速率在1-15天内呈指数状演化。后期（> 40天）的光变曲线与254 Cf和一些Fm同位素的自发裂变的额外贡献一致。如果是这样的话，事件GW 170817是最好的解释生产轻trans-iron和r-过程的元素，源自动态喷出物和随后的磁盘流出的中子星合并。
2018-09-11 astro-ph.HE
Late-time accretion in neutron star mergers: implications for short gamma-ray bursts and kilonovae
本文研究中子星并合后吸积盘的长期演化，发现放射性加热导致盘蒸发和喷流关闭，解释了短伽马射线暴延长辐射的陡降，并预测了千新星晚期慢抛射物和窄谱线特征。
2022-08-08 astro-ph.HE
Kilonovae
双中子星（NS-NS）和黑洞（BH）-NS双星的合并是Advanced LIGO/Virgo和未来地基探测器的主要引力波（GW）源。从这些事件中释放出来的富含中子的物质在减压进入太空时经历了快速的中子捕获（r过程）核合成，使我们的宇宙充满了稀有的重元素，如金和铂。这些不稳定核的放射性衰变为快速演变的、近似各向同性的热瞬变提供动力，称为"千诺瓦“，它探测了合并期间及其后果的物理条件。在这里，我回顾了kilonovae的历史和物理学，导致目前的范例，在光学波长从镧系元素的喷出物的成分，然后是为期一周的发射光谱峰值在近红外（NIR）的日时间尺度发射。这些理论预测，如本评论的原始版本所编译的，在很大程度上被LIGO/Virgo发现的第一个NS-NS合并的瞬态光学/NIR对应物GW 170817所证实。使用一个简单的光变曲线模型来说明基本的物理过程和它们的应用GW 170817，然后介绍了重要的变化的标准图片，这可能是观察到在未来的合并。这些包括~小时长的紫外线前体发射，由最外层喷出物层中的自由中子衰变或延迟的超相对论流出物对喷出物的冲击加热提供动力;以及来自长寿命中心引擎的亮度增强，例如吸积BH或毫秒磁星。联合GW和kilonova观测GW 170817和未来的事件提供了一个新的途径，以限制天体物理起源的r-过程元素和状态方程的致密核物质。
2019-08-29 astro-ph.HE
The host galaxies and merger environments of short and long gamma-ray bursts producing kilonovae
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）
研究通过分析九个关联千新星的伽马射线暴宿主星系，探讨其并合环境与形成机制，发现部分宿主星系存在潮汐特征，表明并合驱动的动态形成路径可能在某些系统中起作用。
2026-09-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Kilonova Detectability with Wide-Field Instruments
Kilonovae是由中子星合并后重元素的放射性衰变提供动力的紫外、光学和红外瞬变。在其他天体物理学主题中，千新星和引力波的联合观测可以提供银河系$r$过程富集源的关键约束。然而，强大的重元素生产的限制，需要快速kilonova检测（合并的$\sim 1$天内），以及跨多个时期的多波长观测。在这项研究中，我们量化了13个宽视场仪器检测千诺瓦的能力，利用了一个大网格，每个模拟有54个视角，超过900个辐射转移模拟。我们考虑当前和即将推出的仪器，共同跨越整个kilonova频谱。罗马太空望远镜在这项研究中拥有最高的红移范围，在合并后的第一天就观测到了千新星到$z \sim 1$。我们证明了BlackGEM，DECam，GOTO，Vera C。鲁宾天文台的LSST、ULTRASAT和VISTA可以观测到$z \sim 0.1$（$\sim$ 475 Mpc）以外的一些千新星，而DDOTI、MeerLICHT、PRIME、$Swift$ /UVOT和ZTF则局限于更近的观测。此外，我们提供了一个框架来推断kilonova喷出物属性以下非检测和探索这些喷出物参数的可检测性的变化。
2021-05-26 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
On using the counting method to constrain the anisotropy of kilonova radiation
本文提出利用计数方法，即通过引力波和多波段电磁信号探测到的双中子星合并数量，结合贝叶斯分析，在统计上有效约束千新星辐射的各向异性及千新星模型。
2024-01-08 astro-ph.HE
Prospects for kilonova signals in the gravitational-wave era
中子星合并引力波信号GW 170817之后是三个电磁对应物，包括一个由合并喷出物中新合成的$r$过程元素的放射性产生的千诺瓦。在引力波触发后找到千新星对于（i）寻找更多的对应物，如余辉，（ii）探测千新星的多样性及其对系统倾角的依赖，以及（iii）建立多信使宇宙学的样本至关重要。在引力波干涉仪网络的第三次观测运行中，没有发现kilonova对应物，我们的目标是预测即将到来的O 4和O 5观测运行的LIGO-Virgo-KAGRA仪器的可检测kilonova信号的预期人口。使用一个简化的标准引力波检测和一个简单的GW 170817校准模型的kilonova峰值幅度，我们确定的后续活动和他们的分布在各个波段的幅度达到kilonovae率。我们简要地考虑的情况下，GW 190425，唯一的二元中子星合并确认以来GW 170817，并获得其倾斜角的限制，从其kilonova的非检测，假设源低于后续阈值。我们还表明，非引力波触发的kilonovae可以在未来的调查，并简要地讨论了与短的明亮的伽马射线暴的协会的众多类别的来源。最后讨论了除千诺瓦外的喷流余辉的探测。
2021-05-19 astro-ph.HE
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
XKN: a Semi-analytic Framework for the Modelling of Kilonovae
本文提出半解析框架xkn，通过考虑多成分抛射物与非球形几何结构预测千新星光变曲线，并引入基于辐射转移方程的新模型xkn-diff，显著提升了光变曲线预测精度，适用于广泛的参数估计数据分析。
2023-11-27 astro-ph.HE
Properties of Gamma-Ray Bursts Associated with Supernovae and Kilonovae
本文系统比较了53个超新星相关和15个千新星相关的伽马射线暴的时谱性质，发现二者光谱参数分布一致且均遵循各自的Amati关系，光度-滞后和光度-时间关系存在大量重叠，提示它们可能共享相同辐射机制。
2023-09-17 astro-ph.HE
The analogy of K-correction in the topic of gamma-ray bursts
众所周知，伽马射线暴有两种类型：短/硬暴和长/软暴。长的GRB与超新星耦合，但短的GRB与所谓的macronovae（也称为kilonovae）有关，它也可以作为引力波的来源。千中子星可以由两颗中子星合并而成。中子星也可以被更大质量的黑洞所取代。因此，伽马射线暴（主要是短暴）和大质量双星是紧密相连的。本文研究了伽玛暴的红移。令人惊讶的结果-即，显然更微弱的伽玛暴可以在平均更小的距离-再次讨论。本质上，Mészáros等人（2011）的结果是使用新的伽玛暴样本再次研究的。前一个结果被新的数据所证实。
2020-01-03 astro-ph.HE
Self-consistent 3D radiative transfer for kilonovae: directional spectra from merger simulations
GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（GSI亥尔姆霍兹重离子研究中心）；Department of Physics and Astronomy, Ruprecht-Karls-Universität Heidelberg（海德堡大学物理与天文系）；Astrophysical Big Bang Laboratory, RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所先锋研究集群大爆炸天体物理实验室）；Institut für Kernphysik (Theoriezentrum), Technische Universität Darmstadt（达姆施塔特工业大学核物理研究所（理论中心））
本文通过三维辐射传输计算，研究了中子星并合过程中喷流的辐射特性，考虑了数十百万个束缚-束缚跃迁的线性不透明度、r过程核网络的成分以及衰变产物的时变热化。研究发现，极角和方位角的观测变化显著影响合成观测值，且Ce III、Sr II、Y II和Zr II等元素的混合特征随时间和观测方向变化。通过校准原子数据，发现合成光谱与AT2017gfo的匹配度提高，但极向观测的光谱特征在8000 A处与AT2017gfo相似，但演化更快，可能由于喷流质量较低。同时，球面平均的1D模型与全三维计算相比，导致显著不同的方向积分辐射度和光谱。
2026-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unveiling the Origin of Fast Radio Bursts by Optical Follow Up Observations
我们讨论了如何我们可以检测和识别对应的快速射电暴（FRB）在未来的光学后续观测的FRB，如果FRB的实时警报变得可用。我们认为kilonovae作为候选人的FRB光学同行，预期的情况下，FRB起源于合并的双中子星双星。虽然理论预测的光度kilonovae仍然是高度不确定的，最近的模型表明，kilonovae可以检测到红移z $\sim$ 0.3的范围内的不确定性。我们预计$\sim$ 1- 5不相关的超新星（SNe）下降到一个类似的变化幅度在5天的间隔内的典型误差半径的FRB。然而，我们发现，一个kilonova可以区分从这些SNE的快速衰减和/或颜色的演变，使其有可能验证与FRB相关的kilonova的存在。我们还讨论的情况下，超新星Ia是FRB光学同行，因为它可能是如果FRB起源于双白矮星二进制。这种情况的验证也是可能的，因为在FRB误差区域内找到具有与FRB的爆发时间一致的爆发时间的SNe Ia的机会概率很小（通常为$\lesssim$ 0.01）。
2014-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
Distinguishing Kilonovae from Binary Neutron Star and Neutron Star-Black Hole Mergers
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Northwestern University（西北大学）；Indian Institute of Technology Bombay（印度理工学院孟买分校）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Wisconsin, Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Indian Institute of Technology Indore（印度理工学院印多尔分校）
通过模拟和半解析光变曲线，发现千新星峰值后光度衰减率可区分双中子星与中子星-黑洞并合，其中蓝波段衰减更快。
2026-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
