Compact binary merger and kilonova: outflows from remnant disc
从致密双星合并后的残留盘中发射出的外流对千诺瓦辐射可能有重要贡献。本文通过数值计算研究了吸积流和外流的结构。通过在超吸积盘中引入有限能量平流，由于粘性加热与平流和辐射冷却之和之间的不平衡，吸积流自然地发生流出。根据这种精神，我们重新审视合并流出喷出物的属性。我们的研究结果表明，大约$10^{-3} \sim 10^{-1} M_\odot$的光盘质量可以推出强大的外流。未结合质量的量随圆盘质量和粘度而变化。流出贡献的峰值亮度约为$10^{40} \sim 10^{41}$ erg/s。这种情况可以解释观测到的与短伽马射线暴相关的千诺瓦，包括最近的事件AT 2017 gfo（GW 170817）。
2018-01-29 astro-ph.HE
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
Polarization of kilonova emission from a black hole-neutron star merger
该研究扩展偏振研究至黑洞-中子星并合千新星，发现若自由中子存活于最快抛射物中，初期偏振度可达3%，可约束抛射物形态与组成。
2019-05-24 astro-ph.HE
$r$-process Nucleosynthesis and Kilonovae from Hypermassive Neutron Star Remnants
基于对超大质量中子星（HMNS）残骸的三维广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟，研究了由双中子星（BNS）合并引起的$r$过程核合成和千诺瓦辐射.模拟包括一个微物理有限温度状态方程（EOS）和中微子发射和吸收的影响，通过泄漏计划。我们使用拉格朗日示踪粒子跟踪喷出物的热力学性质，并使用核反应网络$\texttt{SkyNet}$确定其组成。我们调查的影响，中微子上的核合成产率通过改变中微子光度在后处理过程中。喷出物的电子分数$Y_e$显示出广泛的分布，峰值在$\sim$ 0.25-0.4之间，这取决于所采用的中微子光度。我们发现，由此产生的$r$过程的丰度模式不同于太阳能，没有显着的生产材料超出第二个$r$过程峰值时，使用光度记录的示踪粒子。我们还映射的HMNS流出的辐射流体动力学代码$\texttt{SNEC}$和预测的辐射光度的演变，以及宽带光变曲线的千诺瓦。辐射热光变曲线在一天的时间尺度上达到峰值，最亮的辐射出现在红外波段。这是第一次直接计算的$r$过程产量和kilonova信号预期从HMNS风的基础上三维GRMHD模拟。对于寿命较长的残留物，这些风可能是产生千诺瓦排放的主要喷出物成分。
2021-12-01 astro-ph.HE
Features and prospects for kilonova remnant detection with current and future surveys
本文解析研究千新星遗迹的光谱与时间特征及射电巡天探测前景，并利用当前未发现候选体的事实约束极端千新星比例不超过30%。
2025-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
What we can learn about compact binary mergers from their kilonova signals?
本文通过GR MHD模拟中微子驱动的盘风，研究致密双星并合的千新星信号特征，以区分黑洞-中子星与双中子星并合，并探讨其对短GRB前身星系统本质的理解。
2024-03-22 astro-ph.HE
Kilonova/Macronova Emission from Compact Binary Mergers
我们回顾了目前对致密双星合并（两颗中子星或一颗中子星与一个黑洞合并）中kilonova/macronova辐射的认识。Kilonova/macronova是由r过程核的放射性衰变提供动力的光学和近红外发射。动力学喷出物的辐射约为0.01 Msun，其光度可能为10^{40}-10 ^<$41} erg s^{-1}，特征时间尺度约为1周。光谱峰位于红色光学或近红外波长处。随后的吸积盘风可能会提供额外的光度，或者如果它没有被前面的动力喷出物吸收，则会提供更早/更蓝的发射。短GRB 130603 B余辉中的近红外过量和GRB 060614中可能的光学过量的检测支持kilonova/macronova场景的概念。在200 Mpc的距离，kilonova/macronova的典型亮度约为22等，并在合并后的10天内迅速衰减到>24等。Kilonova/macronova候选者可以通过（1）更快的时间演化，（2）更暗的绝对星等和（3）更红的颜色与超新星区分开来。为了有效地搜寻这些物体，在10天内进行多次访问并使用多种过滤器的后续调查观察将是重要的。由于高膨胀速度（v ~ 0.1-0.2c）是致密双星合并的一个可靠结果，因此平滑光谱的检测将是最终确定GW源的确凿证据。
2016-05-23 astro-ph.HE
Searching for Dark Matter with Neutron Star Mergers and Quiet Kilonovae
我们确定了新的天体物理学特征的暗物质，内爆中子星（NS），这可以决定性地测试是否NS内爆暗物质是负责失踪的恒星在银河系中心，一些$r$过程元素的来源，和快速射电暴的起源。首先，NS坍缩的暗物质在中子星内部形成$\sim 10^{-10}$太阳质量或更小的黑洞，这些黑洞将中子星转化为$\sim$ 1.5太阳质量的黑洞。这减少了LIGO/Virgo（LV）所看到的中子星合并的数量，以及DES，BlackGEM和ZTF等望远镜所看到的相关合并千新星的数量，而是产生了包含$\sim$ 1.5太阳质量黑洞的“黑色合并”。第二，由暗物质引发的中子星内爆可能会产生一种新的千诺瓦，这种千诺瓦缺乏可探测的、伴随的引力信号，我们称之为“安静的千诺瓦”。“使用DES数据和银河系的r过程丰度，我们限制了安静的千新星。第三，星系中中子星并合kilonovae和宁静kilonovae的空间分布可用于探测暗物质。NS坍缩的暗物质摧毁了盘状星系中心的大多数中子星，因此中子星合并千新星在大半径处大多会出现在一个甜甜圈中。我们发现，只有10个中子星合并kilonova事件，位于$\sim$ 1千秒差距的精度可以验证或排除暗物质引起的中子星内爆在$2 σ$信心，探索暗物质-核子截面4-10个数量级低于目前的直接检测实验极限。同样，NS坍缩的暗物质作为快速射电暴的来源，可以在$2 σ$置信度下进行测试，一旦20个爆发被C…
2018-03-20 astro-ph.HE hep-ph
Kilonova emission from black hole-neutron star mergers: observational signatures of anisotropic mass ejection
与短伽马射线暴（GRB）170817 A相关的引力波事件GW 170817证实了双星中子星（BNS）合并是短伽玛暴的起源之一。相关的kilonova排放，放射性供电的核合成重元素，也被检测到。黑洞-中子星（BH-NS）并合被认为是短伽玛暴和千新星的另一个有希望的起源候选者。数值模拟结果表明，BH-NS并合中的喷出物在几何上比BNS并合情况更具有各向异性。在本文中，我们调查的观测签名的kilonova发射的各向异性喷出物在BH-NS合并。我们发现，由于质量在纬向的不均匀分布，在测热光度光变曲线上出现了一个凸起。单波段光变曲线的衰减斜率变得更平坦，光谱也偏离单温度黑体辐射光谱，由于在速度分布的喷出物的梯度。未来的检测或不检测这样的签名将是有用的，以测试在BH-NS合并的质量喷射几何。
2018-09-10 astro-ph.HE gr-qc
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
Magnetically driven baryon winds from binary neutron star merger remnants and the blue kilonova of August 2017
在引力波中探测到的与第一个双星中子星（BNS）合并有关的放射性动力kilonova的观测证明，这些事件是产生重r过程元素的理想场所。然而，这个千诺瓦早期（“蓝色”）和晚期（“红色”）成分的喷射物质的物理来源仍然存在争议。在这里，我们调查的可能性，早期/蓝色kilonova起源于磁驱动的重子风合并后发射的亚稳中子星残余。利用磁化的BNS合并模拟超过250毫秒的合并后的演变，我们可以第一次遵循完整的质量喷射过程，直到它的最后下降。我们发现，重子风携带$\simeq\!0.010\!-\!0.028\,M_\odot$的未结合的材料，证明了高质量估计的蓝色kilonova可以实现。我们还发现膨胀速度高达$\sim\!0.2\,c$，与观测估计的低端一致，我们讨论了这里忽略的可能影响，可能会进一步增加最终喷出物的速度。总的来说，我们的结果表明，磁驱动的重子风代表了一个可行的渠道来解释蓝千诺瓦。
2020-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A Unified Model of Kilonovae and GRBs in Binary Mergers Establishes Neutron Stars as the Central Engines of Short GRBs
该研究扩展统一理论框架，将千新星作为诊断工具，证明短伽马射线暴的中心引擎更可能是磁化超大质量中子星而非黑洞，并通过观测特征支持这一结论。
2025-04-21 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
Radioactivity and thermalization in the ejecta of compact object mergers and their impact on kilonova light curves
紧凑物体合并的最有希望的电磁特征之一是kilonovae：近似各向同性的放射性动力瞬变，在合并后几天到几周达到峰值。在模拟kilonovae的关键不确定性包括放射性衰变产物的发射轮廓-非热β-和α-粒子，裂变碎片，和伽马射线-和它们在喷出物中沉积能量的效率。总的放射性能量及其热化的效率决定了光度预算，因此对于预测千诺瓦光变曲线是必要的。我们概述了在r-过程衰变的不确定性，描述的物理过程中，衰变产物的能量被吸收在喷出物中，并提出随时间变化的热化效率为每种粒子类型。我们确定了净加热效率，并探讨其依赖于r-过程产量-特别是，生产的translead核进行α衰变-和喷出物的质量，速度，成分，和磁场配置。我们将我们的结果纳入新的时间依赖性，多波长辐射传输模拟，并计算更新预测的kilonova光变曲线。热化作用对千诺瓦光度测定有很大的影响，在峰值时光度降低约2倍，在以后的时间（爆炸后15天或更长时间）降低一个数量级或更多。我们提出了简单的解析拟合随时间变化的净热化效率，这可以很容易地用于改善光变曲线模型。我们简要地回顾了伴随伽马射线暴130603 B的假定千诺瓦，并提供了在该事件中喷出的质量的新估计。我们发现，以后的时间kilonova光变曲线可以显着的影响，从translead同位素的α衰变，因此，在这些时候的数据可能是诊断喷出物的丰度。
2016-05-23 astro-ph.HE
Neutron Star-White Dwarf Merger as One Possible Optional Source of Kilonova-like Emission: Implications for GRB 211211A
针对无成协超新星却有类千新星信号的长暴 GRB 211211A，本文用 SkyNet 模拟 NS-WD 并合核合成及其辐射，发现仅当遗迹为超大质量或稳定磁星时才可解释早期千新星。
2025-07-25 astro-ph.HE
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
A long-lived remnant neutron star after GW170817 inferred from its associated kilonova
对引力波事件GW 170817及其多波长电磁波事件的成功联合观测，首次使人们看到了两颗中子星的合并事件。这一历史事件证实了短持续时间伽马射线暴（GRB）的起源，特别是确定了理论上预测的千诺瓦现象，该现象由$r$过程重元素的放射性衰变提供动力。然而，在这次合并事件中是否会形成一个长寿命的残余NS仍然是未知的，尽管这样一个中心引擎已经被一些短持续时间的伽马射线暴的余辉观测所建议。通过调用这个长寿命的残余NS，我们在这里提出了一个模型的混合能源的kilonova AT 2017 gfo与GW 170817。虽然AT 2017 gfo的早期发射仍然像通常建议的那样具有放射性，但其晚期发射主要是由残余NS的延迟能量注入引起的。在我们的模型中，只需要一个单一的不透明度和$κ\simeq0.97\,\rm cm^2g^{-1}$的中间值被揭示，这可能是自然提供的镧系元素丰富的喷出物，是深电离的排放从风的NS。这些自洽结果表明，在GW 170817的合并事件中，形成了一个长寿命的残余NS，它必须具有非常刚性的状态方程。这对核-夸克物质中的强相互作用提供了非常严格的约束。这进一步暗示，这样的GW事件可以提供对NS早期自旋和磁性演化的探测，例如，表面磁场的埋藏。
2018-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Long-duration Gamma-ray Burst and Associated Kilonova Emission from Fast-spinning Black Hole--Neutron Star Mergers
本文收集了GRBs 060614、211211 A和211227 A这三个独特的爆发，它们都具有长持续时间的主发射（ME）相和再亮扩展发射（EE）相的特征，以研究它们的观测特性和作为中子星-黑洞（NSBH）合并的可能起源. NS-第一出生（BH-第一出生）NSBH合并倾向于包含快速旋转（非旋转）的BH，更容易（几乎不）允许潮汐破坏发生（不）形成电磁信号。我们发现，NS先生的NSBH并合能很好地解释这三个伽玛暴的起源，支持这一结论的是：（1）它们的X射线ME和EE具有明确的回退吸积特征，以$\propto{t}^{-5/3}$形式递减，这可能是它们持续时间长的原因。EEs可能是由于$r$过程加热材料的回退吸积，预计发生在NSBH合并后。(2)这种类型的合并起源的长持续时间伽玛暴的波束校正的本地事件率密度是$\mathcal{R}_0\sim2.4^{+2.3}_{-1.3}\,{\rm{Gpc}}^{-3}\,{\rm{yr}}^{-1}$，与NS-第一出生的NSBH合并。(3)通过对GRB\，211211 A的EE、余辉和kilonova的详细分析，揭示了它可能是一个$\sim1.23^{+0.06}_{-0.07}\,M_\odot$ NS和一个排列自旋为$χ_{\rm{BH}}\sim0.62^{+0.06}_{-0.07}$的$\sim8.21^{+0.77}_{-0.75}…
2022-07-30 astro-ph.HE
Mergers of double neutron stars with one high-spin component: brighter kilonovae and fallback accretion, weaker gravitational waves
该研究模拟双中子星合并中一颗高自旋的情形，发现其产生更亮千新星、更多回落吸积和较弱引力波，可能延迟黑洞形成并引发长时标伽马射线暴。
2024-02-10 astro-ph.HE
Observable Features of GW170817 Kilonova Afterglow
中子星合并GW 170817之后出现了一个光-红外瞬态（1 kilonova），这表明在合并过程中发生了以相对论速度的物质抛射。kilonova模型能够约束喷出物的动能及其特征速度，但不能约束喷出物的高速分布。然而，这种分布包含了关于合并动态的重要信息。在这项工作中，我们假设一个幂律分布的形式$E(>βΓ)\propto(βΓ)^{-α}$的千诺瓦喷出物的能量和计算的非热签名的喷出物与周围气体的相互作用产生的。我们发现，喷出物的最小速度$β_0\simeq 0.3$和能量$E\sim 10^{51}$尔格，从kilonova模型推断，有一个可检测的无线电，并可能X射线，余辉的参数空间的范围很广。预计这种余辉成分将在合并后几年的时间尺度上占主导地位，并在十年后达到峰值。其光变曲线可用于确定千诺瓦喷出物的性质，特别是喷出物速度分布$α$、最小速度$β_0$及其总动能$E$。我们还预测，余辉rebrightening，这是与kilonova组件，将伴随着一个移动的射电源的质心向爆炸的初始位置。
2019-01-03 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
Broadband Emission from a Kilonova Ejecta-Pulsar Wind Nebula System: Late-Time X-ray Afterglow Rebrightening of GRB 170817A
本文研究了千诺瓦喷流-脉冲星风星云系统的宽带辐射行为。在这个模型中，我们联合拟合了AT 2017 gfo的紫外-光学-红外波段观测和GRB 170817 A的晚期X射线余辉。我们的工作表明，由GW 170817事件后的残余中子星（NS）提供能量的PWN可以影响AT 2017 gfo的光学瞬变，并使GRB 170817 A的晚期X射线余辉重新增亮。PWN辐射将调节未来X射线观测的趋势，从平坦到急剧下降，直到一些其他来源（例如，kilonova余辉）成为主导。本工作中的中心NS参数的限制范围与以前仅基于AT 2017 gfo观测的工作一致。此外，新的拟合结果表明，NS风是高度磁化的。我们指出，射电和X射线发射从一个kilonova喷出物-PWN系统可能是一个重要的电磁特征的双NS合并时，一个长寿命的残余NS形成。因此，对kilonova喷出物-PWN系统的观测将为推断合并残留物的性质提供重要信息。
2022-03-16 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
Constraining the long-lived supramassive neutron stars by magnetar boosted kilonovae
本研究构建了包含原中子星演化与X射线吸收的磁星增强千新星模型，通过模拟观测发现未探测到此类事件说明合并产生的超大质量中子星寿命短暂且在宇宙中罕见。
2023-11-24 astro-ph.HE
Directed search for continuous gravitational waves from the possible kilonova remnant G4.8+6.2
G4.8+6.2被认为可能是银河系中与公元1163年的韩国客星有关的千诺瓦遗迹。根据历史记载，它的年龄约为860岁。如果在G4.8+6.2的中心留下一颗中子星，这颗年轻的中子星可能会辐射出强烈的连续引力波，这可能会超过目前LIGO灵敏度的间接年龄上限。在这项工作中，我们在$20-1500 \mathrm{~Hz}$频段上搜索了这样的连续引力波。这次搜索使用了来自汉福德和利文斯顿探测器的两天LIGO O3b数据。虽然没有发现信号，但我们对引力波应变设置了上限。为了进行比较，我们还展示了使用各种搜索管道获得的全天空搜索的最新结果。随着引力波探测器的升级，它将提供一个机会，看看黑洞或中子星是否窝藏在G4.8+6.2。
2022-12-28 astro-ph.HE gr-qc
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
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
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
Kilonova Emission From Black Hole-Neutron Star Mergers. I. Viewing-Angle-Dependent Lightcurves
在本文中，我们提出了一种数值方法来研究预测的光变曲线作为视角的函数。我们外推的拟合公式的质量和速度的潮汐动力喷出物在很宽的范围内的质量比验证66模拟和使用它们的计算的kilonova光变曲线。BH-NS并合千诺瓦的计算峰值光度通常大约是$10^{41}\ {\rm erg\ s^{-1}}$的几倍，它总是$\lesssim4.5\times10^{41}\ {\rm erg\ s^{-1}}$。这对应于AB绝对星等比光学中的$\sim -15\ {\rm mag}$和红外中的$\sim -16\ {\rm mag}$更暗。由于动态喷出物的光球投影面积远大于盘风流出的光球投影面积，因此动态喷出物通常贡献了BH-NS合并的大部分kilonova辐射。拟合的黑体温度和观测到的多波段光变曲线的形状对视线不敏感。受光传播效应的影响，观测到的多波段光变曲线的峰值时间与动态喷出物和观测者之间的相对运动方向有关。观测到的亮度随由视角决定的光球投影面积而变化。然而，对于不同的视角，预测的峰值亮度仅以$\sim (2 - 3)$的因子（或以$\sim1\ {\rm mag}$）变化。当考虑到短持续时间的γ射线暴余辉时，对于轴上几何结构，kilonova发射通常被余辉发射所掩盖，并且只能在较红的带中观察到，特别是在后期的$K$带中。与GW 170817/AT 2017 gfo相比，BH-NS并合千新星的…
2020-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
Chandra X-ray Observations of the Neutron Star Merger GW170817: Thermal X-Ray Emission From a Kilonova Remnant?
最近发现的中子星合并和多信使事件GW 170817（也称为kilonova GRB 170817 A）提供了一个前所未有的实验室来研究这些神秘的物体，以及一个机会来测试强场制度中的尖端引力理论。在此之前，我们对引力本质的理解的这种测试是不可能的。在这项研究中，我们分析了2017年8月17日激光干涉仪引力波天文台（LIGO）探测到GW 170817事件后，NASA钱德拉X射线天文台获得的X射线观测结果。出于理解X射线光的发射机制和合并事件的结果，我们拟合钱德拉数据与非热（如以前在文献中所做的）和热模型。我们专门探讨热等离子体模型，预计从一个kilonova残留物（KNR）。我们重现了Nynka等人最近发表的非热结果。（2018）。我们还发现热等离子体的热韧致辐射可以解释该源的X射线辐射。此外，我们认为模型允许从合并事件的内在吸收，产生较软的幂律模型光子指数比以前公布的，或较低的等离子体温度。我们还报告线发射的证据，或超过连续模型，近1.3千电子伏和2.2千电子伏的KNR及其核合成产物的解释带来了新的光。我们讨论了KNR作为起源的热X射线发射在这个阶段的千诺瓦演变的可行性。
2018-12-29 astro-ph.HE
Kilonova Light Curves from the Disk Wind Outflows of Compact Object Mergers
我们研究了紧凑的物体合并后的吸积盘风产生的放射性动力瞬变。从二维流体动力学圆盘模型中产生的外流开始，我们使用波长相关的辐射转移计算来产生合成光变曲线和光谱。我们表明，由此产生的kilonova瞬态的亮度和颜色进行合并物理信息。在风的区域，中微子的照射使电子分数提高到Ye > 0.25，r过程核合成在产生高不透明度的复杂离子（镧系元素）之前停止。因此，kilonova光变曲线显示了两个不同的组成部分：一个简短的（~2天）蓝色光学瞬态产生的外镧系元素的喷出物，和一个较长的（~10天）红外瞬态产生的内，镧系元素线覆盖的区域。合并产生更长寿命的中子星，或更快旋转的黑洞，有更强的中微子辐射，产生更多的不含镧系元素的喷出物，光学上更亮更蓝。在所有的盘风模型中，至少会产生一些光辐射，这将增强电磁对应物对引力波源的探测能力。然而，即使存在少量（10^{-4} Msun）的上覆的、富含中子的动力学喷出物也会起到“镧系元素幕”的作用，从某些视角模糊可见的风辐射。由于盘流出物的速度适中（约10，000 km/s），在光谱中可以分辨出许多线特征，将盘风与快速移动的动力喷出物区分开来，并提供了对新产生的r-过程物质的详细成分的潜在诊断。
2014-11-13 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
Kilonova Emission From Black Hole-Neutron Star Mergers. II. Luminosity Function and Implications for Target-of-opportunity Observations of Gravitational-wave Triggers and Blind Searches
我们详细模拟了黑洞-中子星（BH-NS）合并的千诺瓦和伽马射线暴（GRB）余辉和千诺瓦光度函数，并讨论了电磁（EM）对应物在引力波（GW）探测、GW触发的机会目标观测和时域盲搜索中的可探测性。合并后在$0.5\,{\rm days}$的BH-NS千超新星的预测绝对星等落在$[-10,-15.5]$。模拟的光度函数包含了各向异性kilonova辐射的潜在视角分布信息。我们模拟了GW检测率，可检测距离和信号持续时间，为未来的第二/2.5/第三代GW检测器网络。如果黑洞有更高的对齐自旋，而质量较小的NS有更硬的EoS，那么BH-NS倾向于产生更明亮的千诺瓦和余辉。kilonova的可探测性对BH自旋特别敏感。如果BH通常具有低自旋，则BH-NS EM对应物很难发现。对于第二代GW探测器网络，即使假定BH高自旋，也需要$m_{\rm limit}\sim23-24\,{\rm mag}$的极限幅度来探测千新星。因此，在LIGO/Virgo O3期间缺乏BH-NS相关kilonova检测的合理解释是，要么没有EM对应物（暴跌事件），要么目前的后续行动太浅。这些观测仍然有机会探测到与sGRB或孤儿余辉相关的轴上喷流余辉。后续观测可以检测到可能相关的sGRB余辉，从中可以研究kilonova签名。对于时域观测，建议在红度滤波器中进行高节奏搜索，以检测更多与BH-NS相关的千新星和余辉。
2021-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Models of Kilonova/macronova emission from black hole-neutron star mergers
黑洞-中子星合并是地面探测器有希望的引力波源之一，而黑洞-中子星合并产生的引力波有望在未来几年内被探测到。同时探测电磁对应物和引力波探测提供了关于合并事件的丰富信息。在黑洞-中子星合并可能的电磁对应物中，由放射性r过程核衰变提供能量的辐射，所谓的kilonova/macronova，是后续观测的最佳目标之一。基于最近进行的相对论数值模拟，我们推导出了一般黑洞-中子星合并中喷出物的质量和速度的拟合公式。我们结合这些拟合公式与一个新的半解析模型的黑洞-中子星kilonova/macronova光变曲线再现辐射传输模拟的结果。具体地说，半解析模型再现了~1 mag范围内辐射传输模拟得到的各带星等的结果。利用该半解析模型，我们发现在400 Mpc时，kilonova/macronova在小啁啾质量和高黑洞自旋的情况下亮度为22-24 mag，在大啁啾质量和低黑洞自旋的情况下亮度大于28 mag。以GRB 130603 B为例，我们证明了黑洞-中子星的并合是一个快速旋转的黑洞和一个大的中子星半径。
2016-09-02 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
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
Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger
两颗中子星的合并被预测会产生一个被称为“千诺瓦”的光红外瞬态（持续几天），由合并中合成的富含中子的物质的放射性衰变提供动力。短伽马射线暴也是由中子星合并引起的证据越来越多。在这类合并的模型中，电子分数较低的少量质量（$10^{-4}$ - $10^{-2}$太阳质量）以高速（0.1-0.3倍光速）喷出，和/或由新合并物体周围形成的吸积盘的风携带。预计这些物质将经历快速中子俘获（r-过程）核合成，导致放射性元素的形成，这些元素在衰变时释放能量，为电磁瞬变提供动力。新合成材料的成分中的很大不确定性导致这种瞬变的各种预期颜色、持续时间和亮度。千新星的观测证据迄今为止还没有定论，因为它是基于在伽马射线暴的余辉中检测到的适度过量发射的情况。在这里，我们报告的光学到近红外观测的瞬态符合检测的引力波签名的二进制中子星合并和低光度短持续时间伽马射线暴。在引力波触发后的几天里，我们大约每隔8小时进行一次观测，结果显示最初的蓝色过剩，伴随着快速的光学褪色和变红。使用数值模型，我们的结论是，我们的数据是大致一致的光变曲线供电的百分之几的太阳质量的低不透明度的材料对应的镧系元素贫乏（一小部分的$10^{-4.5}$质量）喷出物。
2017-10-16 astro-ph.HE
A Systematic Exploration of Kilonova Candidates from Neutron Star Mergers During the Third Gravitational Wave Observing Run
本文对第三次引力波（GW）观测期间报道的653个光学候选对应物进行了全面分析。我们的样本集中在15个事件（发表在GWTC-2，GWTC-3或未在GraceDB上撤回）中的候选者，这些事件有>1%的机会包括中子星，以评估它们作为真正千新星的可行性。特别是，我们利用实时可用的工具，包括合并前检测和与目录（即点源，变星，类星体和宿主星系红移数据集）的交叉匹配，以消除我们样本中65%的候选者。我们进一步采用光谱分类，后期检测和光变曲线行为分析，并得出结论，66个候选人仍然可行的kilonovae。这些候选者缺乏足够的信息来确定它们的分类，大多数都需要比AT 2017 gfo更大的亮度。合并前的公开测光调查数据的检测和目录的主机星系红移与GW事件距离的比较是至关重要的纳入审查程序，因为这些工具消除了>20%和>30%的候选人，分别。我们预计，这些工具，利用档案信息将显着减少压力的光谱和光度的后续资源，在未来的观测运行。最后，我们讨论了从GW天文学家到EM社区的及时更新在减少需要审查的候选人数量方面发挥的关键作用。
2022-02-01 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
A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z=0.1341
最近发现的与引力波事件GW 170817相一致的微弱伽马射线暴揭示了附近宇宙中存在由中子星合并产生的低光度短持续时间伽玛射线瞬变群。这些事件可以通过现有的伽马射线监测器进行常规检测，但以前的观测未能在没有GW触发器的帮助下识别它们。在这里，我们表明GRB 150101 B是位于宇宙学距离的GRB 170817 A的类似物。GRB 150101B是一个微弱的短持续时间GRB，具有明亮的光学对应物和长寿命的X射线余辉。这些特性对于标准的短伽玛暴来说是不寻常的，而是与离轴观察的爆炸相一致：可见光是由发光的千诺瓦成分产生的，而观察到的X射线追踪伽玛暴余辉，角度约为13度。我们的研究结果表明，这些属性可能是共同的未来电磁对应的GW源。
2018-09-05 astro-ph.HE
Modeling Kilonova Light Curves: Dependence on Nuclear Inputs
双中子星的合并，以及黑洞-中子星系统，预计将产生一个电磁对应物，可以分析，以推断在这些事件中发生的元素合成。我们调查了一个来源的不确定性有关的镧系元素丰富的外流：快速中子俘获核合成计算的核输入。我们首先研究32种不同的核输入组合：8种质量模型，两种类型的自发裂变率，和两种类型的裂变子产物分布。我们发现，这种核物理的不确定性通常会产生至少一个数量级的不确定性，如核加热（一个半数量级，在合并后一天），热光度（一个数量级，在合并后五天），和推断质量的材料从热光度（考虑8至10天的区域时，系数为8）。由于特定的核过程对于确定电磁信号至关重要，我们提供了经历$β$ -衰变、$α$ -衰变和自发裂变的关键核的表，这些核在不同时间对加热很重要，从而确定了许多核输入组合中常见的衰变。
2020-10-07 astro-ph.HE nucl-th
What Powered the Kilonova-Like Emission After GRB 230307A in the Framework of a Neutron Star-White Dwarf Merger?
该研究提出GRB 230307A源于中子星-白矮星并合，其晚期类千新星辐射由磁星自转减慢和$^{56}$Ni衰变供能，而非r过程元素，拟合观测数据支持这一结论。
2024-02-27 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
Dynamical ejecta of neutron star mergers with nucleonic weak processes II: Kilonova emission
大多数现有的结果kilonova（或macronova）排放的物质喷射在中子星（NS）合并的基础上（准）一区模型或手动构建的玩具模型喷出物配置。在这项研究中，我们提出了一个kilonova分析的物质喷射在第一个~ 10毫秒的NS合并，称为动态喷出物，直接使用的流出轨迹从广义相对论平滑粒子流体动力学模拟，包括一个复杂的中微子处理和相应的核合成结果，这已经在本研究的第一部分。我们采用了一个多维的两个时刻的辐射传输计划与近似M1关闭演变的光子场，并使用启发式处方的不透明度发现校准与原子物理为基础的参考结果。我们发现，光球是一般的椭球体，但增加了小规模的结构，并产生的排放，是对极比赤道强约1.5-3倍。在近红外波段，千诺瓦通常在0.7- 1.5天后达到峰值，光度在3-7x10^40erg/s之间，光球温度在2.2-2.8x10^3K之间。更软的状态方程或更高的二元质量不对称性导致更长和更亮的信号。显着变化的光变曲线也得到了人工修改的电子分数的模型，强调一个可靠的中微子输运建模的重要性。这里研究的模型中，没有一个只考虑动态喷出物，产生像AT 2017 gfo一样明亮的瞬态。我们的模型的近红外峰值与AT 2017 gfo的早期蓝色成分不兼容。
2022-05-05 astro-ph.HE
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
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
HESS J1507-622: A Plausible Young Galactic Kilonova Remnant
State Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理国家重点实验室）；Department of Physics and Astronomy, University of Notre Dame（圣母大学物理与天文系）
本文提出HESS J1507-622是一个年轻的银河系千新星遗迹，通过轻子逆康普顿散射模型解释其GeV-TeV辐射，并推断其距离和年龄，为验证该假说提供了多波长观测前景。
2026-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
How would a nearby kilonova look on camera?
Kilonovae是两颗中子星合并后产生的宇宙光学闪光。虽然千诺瓦的典型辐射通量可以高达$10^{34}$ \，W，但它们通常发生在宇宙学距离上，需要米级或更大的望远镜进行观测。在这里，我们将探讨如何从地球看起来像一个千诺瓦如果它发生在太阳系的后院，1000光年从地球。在宇宙学尺度上，这是一个很小的距离，预计每1亿年只有一次中子星合并发生在如此近的地方。虽然人类可能只会在更远的距离看到千新星，但展示这样一个附近的事件在相机上的外观可以帮助可视化这些事件，并展示它们独特的光谱演变。
2019-05-05 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
Spherical symmetry in the kilonova AT2017gfo/GW170817
中子星的合并释放出一个富含重元素的火球，它可以被观测为千诺瓦。kilonova的几何形状是合并的关键诊断，并由超致密物质的性质和坍缩成黑洞的能量学决定。目前的流体动力学合并模型通常显示非球面喷出物。此前，Sr $^+$在唯一一颗研究充分的千诺瓦AT 2017 gfo的光谱中被发现，与引力波事件GW 170817有关。在这里，我们结合强Sr $^+$ P Cygni吸收-发射光谱特征和黑体性质的kilonova光谱，以确定kilonova是高度球形的早期时代。线形分析结合已知的倾斜角的源也显示出相同的球度独立。我们的结论是，能量注入放射性衰变是不够的，使喷出物球形。来自黑洞盘的磁星风或喷流可以注入足够的能量，使整个喷出物的分布更加球形，然而，似乎需要一个额外的过程来使元素分布均匀
2023-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Red or blue? A potential kilonova imprint of the delay until black hole formation following a neutron star merger
中子双星的合并通常会导致超大质量中子星的形成。该残余物是否以及何时坍缩为黑洞（BH）主要取决于状态方程和角动量输运过程，这两者都是不确定的。在这里，我们表明，合并残留物的寿命可能会直接印在合并后的放射性供能的kilonova排放。我们采用轴对称的，随时间变化的流体动力学模拟剩余吸积盘轨道的可变寿命的HMNS，并表征这种延迟BH形成盘风喷出物的影响。当BH形成相对迅速（~ 100 ms）时，从盘流出的中子足够丰富，形成重r过程元素，导致在近红外（NIR）光谱峰值的~一周的发射，类似于动态喷出物产生的。相比之下，延迟BH的形成允许从HMNS的中微子，以提高在极方向上的电子分数的值，使潜在的镧系元素的流出产生。较低的不透明度将产生一个更明亮，更蓝，和更短的寿命~一天的发射（一个“蓝色颠簸”）之前，晚近红外峰值从动态喷出物和赤道风。这种新的诊断BH的形成应该是有用的事件的信噪比低于所需的重力波形签名的直接检测。
2014-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
