Radioactive Heating and Late Time Kilonova Light Curves
紧凑的物体合并可以产生一个热电磁对应物（“千诺瓦”），由新合成的放射性同位素衰变提供动力。kilonova光变曲线的亮度取决于β衰变电子在喷出物中热化的效率。在这里，我们推导出一个简单的分析解决方案热化计算电子如何积累在喷出物和失去能量的热量和通过等离子体损失。我们发现随时间变化的热化效率可以用$f(t) \approx (1 + t/t_e)^{-n}$来描述，其中$n \approx 1$和时间尺度$t_e$是喷出物质量和速度的函数.对于具有放射性功率$\dot{Q} \propto t^{-4/3}$的r过程同位素的统计分布，后期千诺瓦光度渐近线到$L \propto t^{-7/3}$，并且超线性地依赖于喷出物质量$L \propto M^{5/3}$。如果一个kilonova是由一个单一的主导同位素供电，我们表明，后期的光度可以大大偏离基本的指数衰减，并最终变得比瞬时放射性更亮，由于被困电子的积累。应用到与引力波源GW 170817相关的kilonova，这些结果意味着在$\gtrsim 7$天观测到的光变曲线可能变陡与热化效应无关，而是可能标志着喷出物中高不透明度成分的不透明性的开始。分析结果应便于估计所观察到的kilonovae的属性和评估未来事件的潜在后期可探测性。
2018-07-09 astro-ph.HE
Inclination Dependence of Kilonova Light Curves from Globally Aspherical Geometries
两颗中子星（NS）或一颗中子星和一个黑洞（BH）的合并产生了一个被称为千诺瓦的放射性动力瞬变，第一次观察到伴随着引力波事件GW 170817。虽然千新星经常被模拟成球对称，但动态喷出物和盘流出物可能相当不对称。我们使用蒙特卡罗辐射转移计算来研究具有全局轴对称几何形状（如椭球和圆环）的千新星的光变曲线。我们发现，在这些模型中的光度的变化是最明显的早期，并减少，直到光变曲线成为各向同性的后期光学薄相。光曲线形状和峰值时间不会因全局不对称性而显着改变。我们表明，沿视线的投影表面积捕获的主要几何效应，并使用这一事实提供一个简单的分析估计的非球面喷出物的方向依赖的光变曲线。对于伴随GW 170817的kilonova，考虑到轴比$2$（$1/2$）的扁（长）椭球体的不对称性，与球形情况相比，推断的喷出物质量会减少（增加）$\sim 40 \%$。对于某些NS-BH合并所预期的更极端的不对称性，极-赤道取向效应预计将显著更大（因子$\sim 5 - 10$）。
2021-03-16 astro-ph.HE
A comparison between short GRB afterglows and AT2017gfo: shedding light on kilonovae properties
多信使天文学在发现kilonova AT 2017 gfo后得到了极大的推动，kilonova AT 2017 gfo是与短伽马射线暴GRB 170817 A相关的引力波源GW 170817的光学对应物。AT 2017 gfo是第一个可以通过光度和光谱进行广泛监测的kilonova。以前，只有少数候选人已被观察到对眩光的短伽玛射线暴余辉。在这项工作中，我们的目标是搜索的指纹AT 2017 gfo类kilonova排放的光学/近红外光变曲线的39个短伽玛暴已知的红移。这是第一次，我们的研究结果使我们能够分别研究短伽玛暴中AT 2017 gfo-kilonovae的蓝色和红色分量的光度范围。特别是，红色分量的亮度与AT 2017 gfo相似，而蓝色kilonova可以亮10倍以上。最后，我们找到了进一步的证据来支持所有声称的kilonova检测，我们排除了GRB 050509 B和061201中的AT 2017 gfo样kilonova。
2020-01-14 astro-ph.HE
Rapid Generation of Kilonova Light Curves Using Conditional Variational Autoencoder
本文提出用条件变分自编码器从千新星模型光变曲线数据中学习，实现基于物理参数的毫秒级快速光变曲线生成，速度较传统模拟提升1000倍且误差很小。
2023-10-26 astro-ph.HE
The Effect of Jet-Ejecta Interaction on the Viewing Angle Dependence of Kilonova Light Curves
两颗中子星的合并会产生放射性重核的外流。在合并后的一秒钟内，中心残骸预计也会发射出一股相对论性喷流，这股射流会冲击加热并破坏一部分放射性喷出物。在几个小时内，放射性物质的辐射会产生紫外线、光学和红外线瞬变（千诺瓦）。我们使用的一套2D相对论流体动力学模拟的射流喷出物相互作用的初始条件为多维Monte Carlo辐射输运模拟所得到的视角依赖的光变曲线和光谱合并后1.5小时开始的端态。我们发现，在这个时间尺度上，射流冲击加热不影响的kilonova排放。然而，射流对喷出物密度结构的破坏确实改变了光变曲线。喷流在球状的喷出物中切割出一条通道，露出了炽热的内部区域。从喷流轴（$\lesssim 30 °$）附近看，千诺瓦更亮，更蓝。这种影响的强度取决于射流参数，因为更严重的干扰喷出物的光变曲线更强烈的影响。光变曲线和光谱在紫外线中的变化也比在光学中的变化更大。
2020-12-15 astro-ph.HE
Can Kilonova Light curves be Standardized?
双星中子星合并是最近被证实的光学瞬变千诺瓦（KNe）的祖先。KNe是由富中子元素（r过程元素）的放射性衰变提供动力，这些元素被认为是中子星在合并过程中分裂的产物。KNe与Ia型超新星（SNe）有着有趣的相似之处，它们的光变曲线显示出特定的相关性，这使得它们可以被用作可测量的蜡烛。在本文中，我们调查的可能性，KN光变曲线表现出类似的相关性。虽然这个问题的一个令人满意的答案只能提供未来的KN观测，采用理论模型，我们探讨是否有任何理由怀有这样的期望。利用KN光变曲线的半解析模型，结合中子星合并的数值相对论模拟结果，我们得到了模拟的中子星合并群体的最大热光度（$L_{\mathrm{Bol}}^{\mathrm{max}}$）和光度下降（$ΔL_{\mathrm{Bol}}$）。我们发现，KNe的理论光变曲线显示显着的相关性，尽管复杂的物理支配他们的行为。这为未来的观测提供了一种可能性，以揭示所观察到的光变曲线中的这种相关性，最终使观测者能够标准化这些光变曲线，并将其用于局部距离测量。
2020-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Composition Effects on Kilonova Spectra and Light Curves: I
中子星双星的合并被认为会向宇宙中喷射大量的重元素。通过观察这种喷出物的排放，科学家可以探测喷出物的性质（质量，速度和成分分布）。排放（A.K.A.）kilonova）是由在合并中产生的重同位素的放射性衰变提供动力的，并且这种发射被原子不透明度再处理为光学和红外波长。了解喷出物的性质需要计算这种排放对这些不透明度的依赖性。镧系不透明物中的光学和红外线中的强线已被证明可以显着改变这些波长带中的光变曲线和光谱，认为这些波长中的发射可以探测该喷出物的成分。在这里，我们研究不同的个别镧系元素（和锕系元素铀）在喷出物中的浓度在千诺瓦排放的变化。广泛的镧系元素谱线使得难以确定单个镧系元素的精确分数。Nd是个例外。它的不透明度超过1微米，高于其他镧系元素，对千诺瓦的观测可能会探测到Nd丰度的增加。同样，在早期，当喷出物仍然很热（第一天），U不透明度在0.2-1微米波长范围内很强，kilonova观测也可能能够限制这些丰度。
2019-04-30 astro-ph.HE
How Li & Paczynski Model of Kilonova Fits GW170817 Optical Counterpart
将原始的Li & Paczynski kilonova模型与观测到的GW 170817电磁对应物的热光学光变曲线进行了比较。对于合并后1.5天内的早期观测结果，完全一致。
2018-10-16 astro-ph.HE
Actinide opacities for modeling the spectra and light curves of kilonovae
我们扩展了先前镧系元素不透明度的从头计算（Fontes等人，2020，MNRAS，493，4143），以包括一套完整的锕系元素不透明度，用于对kilonova光变曲线和光谱进行建模。详细的，精细结构的线功能生成使用的配置相互作用的方法。这些锕系不透明度显示类似的趋势，观察到的镧系不透明度，如较轻的锕系元素产生较高的不透明度比较重的动态喷出物的相关条件。一个线分仓的处理，预先计算的不透明度表的14个锕系元素$(89 \le Z \le 102)$在一个网格的相关温度和密度。这些表格式的不透明度将公开提供给kilonova建模中的一般使用。我们证明了这些不透明度在kilonova模拟探索光变曲线和光谱的灵敏度不同的锕系元素丰度分布预测不同的核理论，以及不同的选择喷出物的质量和速度的有用性。我们发现非常小的敏感性，这两个考虑的分布，表明不透明的锕系元素与$Z \ge 99$没有强烈的贡献。另一方面，一个单一的锕系元素，protactinium，被发现产生微弱的光谱特征，在远红外线在较晚的时候（合并后5-7天）。更一般地说，我们发现，喷出物的质量和速度的选择有最显着的影响KN排放本研究。
2022-09-26 astro-ph.HE
Surrogate light curve models for kilonovae with comprehensive wind ejecta outflows and parameter estimation for AT2017gfo
Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
针对中子星合并千新星喷射物性质与引力波推断的矛盾，构建四参数二维各向异性模拟的替代光变曲线模型，并对AT2017gfo进行参数估计，缓解差异并揭示建模不确定性影响。
2023-03-13 astro-ph.HE
Constraining the Kilonova Rate with Zwicky Transient Facility Searches Independent of Gravitational Wave and Short Gamma-ray Burst Triggers
第一个双星中子星合并，GW 170817，伴随着一个放射性动力的光学/红外瞬态称为千诺瓦。到目前为止，在对天空进行光学观测时，还没有发现独立于引力波触发器的引人注目的千诺瓦。在这项工作中，我们搜索的前23个月的Zwicky瞬态设施（ZTF）的数据流候选kilonovae的形式迅速演变的瞬态。我们将ZTF警报查询与强制点扩散函数测光和夜间通量叠加相结合，以提高我们对微弱和快速瞬变的灵敏度。自动查询产生了$>11,200$候选者，其中24个通过了质量检查和严格的选择标准，这些标准基于为双中子星和中子星-黑洞合并量身定制的千诺瓦模型网格。在我们的样本中，没有一个候选人被认为是一个可能的基洛诺瓦经过彻底的审查，目录交叉匹配，并研究他们的颜色演变。通过我们的选择标准的来源是由银河系灾难性的变量占主导地位。此外，我们还在银河系高纬度地区发现了两个快速瞬变现象，其中一个是GRB 190106 A的长余辉，另一个是可能的宇宙学余辉。使用一个调查模拟代码，我们约束的一系列模型，包括顶帽和线性衰减的光变曲线和合成光变曲线与辐射转移模拟得到的kilonova率。对于原型GW 170817样kilonovae，我们通过要求至少2次高显著性检测将发生率限制为$R < 1775$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$（95%置信水平）。通过假设在均匀视角分布下观察到的具有相同几何形状和组成的GW 17…
2020-07-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
What to expect: kilonova light curve predictions via equation of state marginalization
本文提出基于状态方程边缘化和并合源属性测量，生成千新星光变曲线与抛射物质量的新数据产品，包括HasEjecta概率及替代模型预测，旨在提升IGWN低延迟警报效率。
2024-10-16 astro-ph.HE
Kilonova Light-Curve Interpolation with Neural Networks
本研究针对千新星辐射转移模拟计算成本高的问题，用含2万余高保真模拟的数据集训练神经网络，可快速生成百万级光变曲线，还验证了仿真器可靠性并分析了AT2017gfo的参数推断张力。
2024-09-16 astro-ph.HE
The Combined Ultraviolet, Optical, and Near-Infrared Light Curves of the Kilonova Associated with the Binary Neutron Star Merger GW170817: Unified Data Set, Analytic Models, and Physical Implications
我们提出的第一个努力，聚合，均质化，并统一建模相结合的紫外线，光学和近红外数据集的电磁对应的二进制中子星合并GW 170817。通过收集来自18篇不同论文和46种不同仪器的所有可用数据，我们能够识别和减轻单个数据集之间的系统性偏移，并识别明确的外围测量值，由此产生的修剪和调整数据集提供了一个扩大千诺瓦研究的机会。统一的数据集包括647个单独的通量测量值，跨越合并后的0.45至29.4天，因此对物理模型的约束力比任何单一数据集都大。我们测试了一些半分析模型，发现数据很好地模拟了三组分kilonova模型：一个“蓝色”镧系元素贫乏的组分与Mej~0.020 Msol和vej~ 0.27 c;一个中间不透明的“紫色”组分与Mej~0.047 Msol和vej~ 0.15 c;和一个“红色”镧系元素丰富的组分与Mej~0.011 Msol和vej~ 0.14 c。我们进一步探讨喷出物的不对称性的可能性及其对估计参数的影响。从推断的参数，我们得出的结论负责各种喷出物成分的物理机制，中子星的属性，并结合最新的合并率，通过这个通道的r-过程富集的影响。为了方便将来对这一关键事件的研究，我们将统一数据集和我们的建模代码公开。
2017-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
POSSIS: predicting spectra, light curves and polarization for multi-dimensional models of supernovae and kilonovae
我们提出了POSSIS，一个时间依赖的三维蒙特卡罗模拟辐射输运的超新星和kilonovae代码。该代码结合了波长和时间依赖的不透明度和预测的视角依赖的光谱，光变曲线和偏振的理想化和流体动力学爆炸模型。我们应用代码的kilonova模型有两个不同的喷出物成分，一个包括镧系元素相对较高的不透明度和其他缺乏镧系元素，其特征在于较低的不透明度。我们发现，总喷出物质量$M_\mathrm{ej}=0.04\,M_\odot$和半开角的镧系元素丰富的组件$Φ=30^\circ$的模型提供了一个很好的匹配GW 170817 / AT 2017 gfo的极轴附近的方向（即，对于一个系统，靠近面对面观看）。然后，我们展示了如何至关重要的是使用自洽的多维模型相结合的一维模型来推断的喷出物质量的重要参数。我们最后探讨了$M_\mathrm{ej}$和$Φ$对合成观测量的影响，并强调了POSSIS相对快速的计算时间如何使其非常适合进行参数空间研究和提取超新星和千新星的关键属性。在本研究和未来的研究中使用POSSIS计算的光谱将公开提供。
2019-11-12 astro-ph.HE
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
Californium-254 and kilonova light curves
中子星合并为重元素的产生提供了独特的条件，同时也为我们理解这种被称为$r$过程的合成提供了实验平台。我们已经进行了动态核合成计算，并确定了一个单一的同位素，$^{254}$ Cf，这有一个特别高的影响亮度的电磁瞬变与合并的顺序为15至250天。这是由于这种同位素的半衰期非常长，与其他核通道相比，裂变热化的效率更高。我们估计了该核的裂变碎片产额，并概述了$^{254}$ Cf对光曲线产生最大影响的天体物理条件。未来的观测中，在这一制度期间明亮的中红外线可能表明锕系核合成的生产。
2018-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Infrared spectral signatures of light r-process elements in kilonovae
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；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））；University of West Georgia（西佐治亚大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；University of Strathclyde（斯特拉斯克莱德大学）；University of Oxford（牛津大学）
本研究通过光谱合成建模，利用NLTE物理和新原子数据，识别了千新星中轻r过程元素（Ge至Zr）的红外诊断谱线，并拟合观测数据，为确定轻元素产量及产生机制提供了关键依据。
2025-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Blackbody Spectrum of Kilonovae
本文量化了冷却和多普勒效应对千新星光谱的影响，指出单温度黑体拟合在理论上不成立，但两种效应结合时相互抵消，解释了AT2017gfo观测到的单温度黑体，并对光谱修正提出了严格限制。
2023-09-01 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
An empirical limit on the kilonova rate from the DLT40 one day cadence Supernova Survey
中子星双星合并对于理解恒星演化、宇宙通过r过程的化学富集、短伽马射线暴、引力波和中子星的物理性质都很重要。这些聚结发生的速率是不确定的，但它可以以不同的方式受到限制。其中之一是在正在进行的SN搜索中搜索合并时产生的光学瞬变，称为千诺瓦。然而，到目前为止，只有理论模型的kilonovae光变曲线可用于估计其速率。最近发现的kilonova AT~ 2017 gfo/DLT 17 ck使我们有机会使用真实事件的光变曲线来限制kilonovae的速率。利用DLT 40超新星搜索和AT~ 2017 gfo/DLT 17 ck光变曲线对中子星合并速率进行了约束。除了AT~ 2017 gfo/DLT 17 ck由于可见度问题，这是唯一发现感谢aLIGO/aVirgo触发，没有其他类似的瞬变检测期间13个月的日常节奏观测$\sim$ 2200附近（$<$ 40 Mpc）星系。我们发现，BNS合并率低于0.47 - 0.55 kilonovae每100年每$10^{10}$ $L_{B_{\odot}}$（取决于所采用的灭绝分布）。在体积上，这转化为$<0.99\times 10^{-4}\,_{-0.15}^{+0.19},\rm{Mpc^{-3}}\,\rm{yr^{-1}}$（SNe Ia样消光分布），与之前的BNS聚结速率一致。根据我们的速率限制，以及aLIGO/aVirgo在O2期间的灵…
2018-01-24 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
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
Cautionary tales on heating-rate prescriptions in kilonovae
本文探讨了千新星中加热率处方对光曲线的影响，指出使用不恰当的加热率估计会导致抛射物质量推断出现显著偏差，并展示了一个框架以评估建模假设对千新星性质推断的影响。
2025-06-02 astro-ph.HE
Long-Term Simulations of Dynamical Ejecta: Homologous Expansion and Kilonova Properties
精确的数值相对论模拟对于研究中子星双星系统的丰富唯象是必不可少的。在这项工作中，我们专注于在合并过程中动态喷射的材料和它产生的kilonova瞬态。通常情况下，辐射转移模拟从喷出物的千诺瓦光变曲线作出同系膨胀的假设，但这个条件可能并不总是在通常很短的数值相对论模拟结束时满足。在这篇文章中，我们调整BAM代码的基础设施，使更长的模拟的动态喷出物的目的是调查时，同源膨胀的条件得到满足。事实上，我们观察到，在合并后大约100 ms，与完美同源扩展的偏差约为30%。为了确定这些偏差可能会影响计算的kilonova光变曲线，我们提取不同的参考时间的喷出物数据，并使用它们作为输入的辐射转移模拟。我们的研究结果表明，提取时间晚于合并后80毫秒的光变曲线偏离小于0.4等，并与数值噪声基本一致。因此，偏离同系膨胀的动态喷出物的组成部分是可以忽略不计的kilonova建模的目的。
2022-08-31 astro-ph.HE gr-qc
Kilonova Light Curve Parameter Estimation Using Likelihood-Free Inference
提出一种结合无似然推断与预训练嵌入网络的千新星光变曲线参数估计算法，能高效准确估计中子星抛射物参数并边缘化冗余参数，计算时间显著缩短且已开源。
2025-06-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
Interpolating Detailed Simulations of Kilonovae: Adaptive Learning and Parameter Inference Applications
千新星的详细辐射转移模拟很难直接应用于观测;它们只粗略地涵盖了模拟参数，如喷出物的质量、速度、形态和成分。另一方面，千诺瓦的半分析模型可以通过模型参数连续评估，但忽略了模拟中未包含的重要物理细节，从而引入了系统偏差。从覆盖广泛的喷出物属性的kilonova光变曲线的二维各向异性模拟网格开始，我们应用自适应学习技术来迭代地选择新的模拟，并为这些模拟生成高保真度的代理模型。这些替代模型允许跨模型参数进行连续评估，同时保留有关喷出物的微物理细节。使用一个新的代码多信使推断，我们演示了如何使用我们的插值模型来推断kilonova参数。与使用简化解析模型的推论相比，我们恢复了不同的喷出物属性。我们讨论了这种分析的影响，这是定性一致的类似以前的工作，使用详细的喷出物不透明度计算，并说明了系统的挑战kilonova建模。相关的数据和代码版本提供了我们的插值光曲线模型，插值实现，可用于重现我们的工作或扩展到新的模型，以及我们的多信使参数推理引擎。
2022-07-19 astro-ph.HE
Diversity of kilonova light curves
我们进行辐射转移模拟kilonova在各种情况下，包括迅速崩溃的情况下，黑洞的中子星合并，高速喷出物可能加速的磁星，和黑洞-中子星合并。我们的计算是采用喷出物的配置文件预测的数值相对论模拟和一个新的线列表的所有r-过程元素。我们发现：（1）在$\gtrsim1$-$2\,{\rm mag}$的作用下，中子星迅速坍缩成黑洞时的光辐射比在GW 170817中观测到的要弱，而如果合并后的喷出物质量与$\approx0.01\,M_\odot$相当，则红外辐射可以与GW 170817中的一样亮;（ii）在喷出物被来自残骸的电磁能注入高度加速的情况下，千诺瓦将比在GW 170817中观察到的更亮，但在几天内会迅速减弱，震级比GW170817弱;（iii）来自黑洞的光发射-如果有足够多的物质被喷出，中子星合并喷出物的亮度可能与在GW 170817中观察到的一样（$\gtrsim0.02\,M_\odot$），而红外亮度将同时被$1$-$2\,{\rm mag}$更亮。我们发现，在喷出物的性质的差异将印迹在峰值亮度和峰值时间的差异。这表明，我们可以通过观察多重带中的峰值来推断千诺维的中心引擎的类型。
2019-12-24 astro-ph.HE
Modeling kilonova afterglows: Effects of the thermal electron population and interaction with GRB outflows
由于伴随着潜在的千诺瓦的伽马射线暴越来越多，对千诺瓦余辉的建模越来越重要。在这项工作中，我们研究了两个电子人口的存在下，遵循麦克斯韦（热）和幂律（非热）分布影响kilonova余辉光曲线。采用半解析余辉模型$\texttt{PyBlastAfterglow}$。我们认为kilonova喷出物配置文件从头算数值相对论二进制中子星合并模拟，针对GW170817。我们不进行模型选择。我们发现，从热电子的发射占主导地位，在早期。如果星际介质密度很高（${\simeq}0.1\,\ccm$），它会在光变曲线上增加一个早期的峰值。作为喷出物减速的光谱和时间指数的变化，如果观察到的特征的方式，可以用来重建喷出物的速度分布。对于低星际介质密度，推断为GRB 170817 A，从非热电子人口的排放一般占主导地位。我们还评估了如何kilonova余辉光变曲线的变化，如果星际介质已被部分删除和预加速的横向扩展伽马射线暴喷出物。我们发现，主要的效果是在早期的${\lesssim}10^{3}\,$天的发射抑制，并在其最大值达到${\sim}40\%$时，千诺瓦喷出物的快速尾部亚音速移动通过横向传播的伽马射线暴喷出物的尾流。当这些喷出物突破并形成激波时，随后的再亮是非常温和的（${\lesssim}10\%$），可能无法观察到。
2023-01-13 astro-ph.HE gr-qc
Kilonovae across the nuclear physics landscape: The impact of nuclear physics uncertainties on r-process-powered emission
合并的中子星产生“kilonovae”电磁瞬变，由不稳定核的衰变提供动力，这些核是通过快速中子俘获（r过程）在物质中合成的，在螺旋和合并过程中，物质没有引力束缚。Kilonova发射，如果准确解释，可以用来表征合并驱动的流出物的质量和成分，有助于解决关于宇宙中r过程材料起源的长期争论。我们探讨如何不确定的性质，涉及核的r-过程复杂的外流性质从kilonova观测的推断。使用r-过程模拟，我们展示了核物理的不确定性如何影响放射性加热和元素合成的预测。对于一组模型，跨越一个大范围内的预测加热和最终的丰度，我们进行了详细的数值计算衰变产物热化和辐射传输在一个kilonova喷出物具有固定的质量和密度分布。与我们的模型相关的光变曲线在其光度上表现出很大的多样性，峰值亮度变化超过一个数量级。我们还发现了kilonova光变曲线的形状及其颜色的变化，在某些情况下，这与镧系元素和/或锕系元素富集水平的增加将与更长、更暗、更红的发射相关的预期背道而驰。
2020-10-21 astro-ph.HE
Low-latency Forecasts of Kilonova Light Curves for Rubin and ZTF
本研究开发了一个基于双向LSTM的公开工具，利用模拟引力波低延迟警报数据预测ZTF和Rubin巡天中的千新星光变曲线，并通过引入抛射物质量等物理特征将预测均方误差降至0.1，以辅助后续观测规划。
2025-07-15 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
Tight multi-messenger constraints on the neutron star equation of state from GW170817 and a forward model for kilonova light curve synthesis
我们提出了一个快速分析框架，用于预测中子星（NS）合并后的千诺瓦光变曲线，其中主要输入参数是引力波探测器可测量的基于二进制的属性（啁啾质量和质量比、轨道倾角）和依赖于核的属性状态方程（潮汐变形性、最大NS质量）。这使得能够合成任何NS源群体的千诺瓦样本，或者确定在低延迟下检测给定重力波源参数的活千诺瓦所需的观测深度。我们通过将其适配到GW 170817来验证在公共MOSFiT包中实现的此代码。一个贝叶斯因子分析压倒性的（$B>10^{10}$）赞成列入一个额外的光度源，除了镧系元素贫乏的动态喷出物在第一天。这是很好地符合冲击加热茧模型，虽然在喷出物的结构，不透明度或核加热率的差异不能排除作为替代品。此后的排放主要是由一个镧系元素丰富的粘性风。我们发现二元体系的质量比为$q=0.92\pm0.07$（90%可信区间）。我们对最大稳定NS质量$M_{\rm TOV}=2.17^{+0.08}_{-0.11}$ M $_\odot$施加严格约束。对于潮汐变形性的均匀先验，1.4 M $_\odot$ NS的半径为$R_{1.4}\sim 10.7$ km。基于支持$M_{\rm TOV}$中的可信范围的状态方程，使用先验重新加权，得到最终测量值$R_{1.4}=11.06^{+1.01}_{-0.98}$ km。将我们的代码应用于第二次引力探测到的中子星合并，GW 190425，我们估计…
2021-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
KilonovaNet: Surrogate Models of Kilonova Spectra with Conditional Variational Autoencoders
详细的千诺瓦谱辐射转移模拟在多信使天体物理中起着重要的作用。在参数推断研究中使用模拟结果需要从模拟输出中构建代理模型，以用于需要采样的算法。在这项工作中，我们提出了KilonovaNet，条件变分自动编码器（cVAE）的实施，用于构建kilonova光谱的代理模型。该方法可以直接在光谱上进行训练，消除了光谱预处理的开销，大大加快了参数推断的速度。我们建立了三个国家的最先进的kilonova模拟数据集的代理模型，并提出了深入的代理误差评估方法，它可以在一般情况下，适用于任何代理建设方法。通过从光谱替代物创建合成光度观测，我们对观测到的GW170817光变曲线数据进行参数推断，并将结果与以前的分析进行比较。考虑到KilonovaNet在参数推断过程中的执行速度，它将在未来的引力波观测运行中作为一个有用的工具，以快速分析潜在的kilonova候选者
2022-04-01 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
A comparison of three neodymium atomic data sets for kilonova modeling
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；McGill University（麦吉尔大学）；Northwestern University（西北大学）；The University of Arizona（亚利桑那大学）；The University of New Mexico（新墨西哥大学）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）
研究探讨了输入钕原子数据对千新现象光变曲线和光谱的影响，发现不同原子数据集显著影响光变曲线和光谱结构，尤其在近红外到中红外区域差异明显。
2026-04-06 astro-ph.HE
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
Impact of Systematic Modeling Uncertainties on Kilonova Property Estimation
本文系统量化了原子数据和热化效率不确定性对千新星性质估计的影响，发现其可导致质量估计偏差20%–50%、速度误差约100%，并使镧系元素产量估计相差约6倍。
2024-08-05 astro-ph.HE
LSST Target-of-Opportunity Observations of Gravitational Wave Events: Essential and Efficient
我们提出了模拟观测，以评估LSST和WFD调查的能力，以检测和表征kilonovae -与双中子星（可能是黑洞-中子星）合并的光发射。我们扩大了以前的研究在几个关键的方式，通过探索一系列的kilonova模型和几种选择的节奏，以及通过评估所产生的光变曲线的信息内容。我们发现，根据精确的选择节奏，WFD调查将实现平均千诺瓦检测效率为$\approx 1.6-2.5\%$和检测只有$\approx 3-6$千诺瓦每年。被探测到的千诺瓦将在先进LIGO/Virgo（ALV）的探测体积内。通过使用用于生成它们的相同模型重新拟合最佳结果LSST光变曲线，我们发现模型参数通常是弱约束的，并且最多精确到$2-3$的因子。动机的发现，WFD将产生少量的kilonova检测，光变曲线差和边际信息内容，并在任何情况下的ALV体积内的检测，我们认为，目标的机会后续的引力波触发器是一个更有效的方法kilonova研究。我们概述了这样一个计划的定性基础，目标是最大限度地减少对LSST操作的影响。我们认为，在$gz$ -波段的观察与$\approx 1.5$小时每10度$^2$的搜索区域的事件的总时间投资是足够的快速检测和识别千新星与$\gtrsim 90\%$效率。对于LSST可见的每年$\sim20$的估计事件率，这占总调查时间的$\sim1.5\%$。在这种情况下，LSST有可能成为发现千诺维的强大工具…
2018-11-07 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
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
Nebular spectra of kilonovae with detailed recombination rates -- I. Light r-process composition
本研究计算了多种轻r过程元素的双电子复合速率，发现其会显著改变千新星晚期模型的电离态、温度与光谱特征，凸显了详细微观物理对千新星光谱模拟的重要性。
2025-07-30 astro-ph.HE physics.atom-ph
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
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
Tellurium emission line in kilonova AT 2017gfo
本研究通过光谱建模分析千新星 AT 2017gfo 晚期光谱，将 $2.1\\,{\rm μm}$ 处的强发射线归因于碲 III 的精细结构线，并估算出所需的碲质量与光变曲线相符。
2023-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D radiative transfer kilonova modelling for binary neutron star merger simulations
GW 170817和伴随的电磁对应物AT 2017 gfo的探测为中子星合并、核合成和千新星辐射转移的理论模型提供了一套重要的观测约束。我们应用三维蒙特卡罗辐射转移代码ARTIS产生的合成光变曲线的动态喷出物从一个中子星合并，这已经与三维光滑粒子流体动力学（SPH）建模，并包括中微子相互作用。核合成计算提供了从r-过程核的放射性衰变释放的能量，并且使用作为电子分数的函数给出的灰色不透明度来执行辐射传输。我们提出了视线依赖的热光变曲线，并发现沿极地视线的发射是一个因素的~2亮比沿赤道视线。而不是一个明显的发射峰，我们的热光变曲线表现出单调下降，其特征在于肩的时候，散装喷出物变得光学薄。我们显示了基于辐射温度的近似波段光变曲线，并将其与AT 2017 gfo的观测结果进行了比较。我们发现，快速下降的温度导致了类似于AT 2017 gfo所显示的蓝色到红色的颜色演变。我们还调查了一个额外的，球对称的长期喷出物组件的影响，我们发现，早期的光变曲线几乎不受影响，而约1天后的排放强烈增强，并占主导地位的长期喷出物，导致肩从1-2到6-10天的转变。
2023-02-23 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
Precise and Rapid Parameter Inference of Kilonova with Conditional Variational Autoencoder
Institute of Astronomy, National Tsing Hua University（国立清华大学天文研究所）；Institute of Space Engineering, National Tsing Hua University（国立清华大学太空工程研究所）
本文提出利用条件变分自编码器进行千新现象的参数推断，通过公开的光变曲线数据训练模型，实现快速且高效的参数推断，总耗时约3小时。
2026-05-17 astro-ph.HE
Late time kilonova light curves and implications to GW 170817
我们讨论了当β衰变电子和正电子的电离能损失时间超过膨胀时间时，涉及中子星的合并的放射性喷出物的晚期（数十天）发射。我们表明，如果电子$^\pm$被限制在等离子体（由磁场），那么等离子体的加热速率，$\dot{\varepsilon}_d$的时间依赖性，因此的测辐射热光度$L=\dot{\varepsilon}_d$，由$d\log L/d\log t\simeq-2.8$，几乎独立的组成和瞬时放射性能量释放率，$\dot{\varepsilon}$。这种普遍性的晚时间的行为是由于弱依赖的电离损失率的组成和电子$^\pm$能量。GW 170817的后期IR和光学测量结果与此预期行为一致，前提是电离损失时间超过$t>t_\varepsilon\approx 7$ ~d时的膨胀时间，如基于早期（几天）电磁发射所预测的。
2019-02-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Kilonova rates from spherical and axisymmetrical models
双中子星并合事件的热辐射观测是一项具有挑战性的任务，因为观测到的热辐射通量衰减很快。为了创建一个有效的观察策略，他们的观察方法，它是至关重要的是要知道他们的内在率。不幸的是，目前存在的许多模型在不同的范围内预测这一比率。因此，我们在本文中的目标是调查不同水平的近似相对速率预测的效果。此外，我们研究了不同的喷出物质量布局的光变曲线上的效果。我们发现，预期kilonova检测的球形轴对称模型的比例是6：1（或2：1，取决于我们的工作中应用的输入参数集）。然而，光变曲线的形状只是轻微地受到各种喷出物排列的影响。这意味着不同的喷出物布局可以产生具有相似形状的光变曲线，这使得推断物质流出的结构成为一项具有挑战性的任务。因此，我们的结论是，在速率预测所产生的各种喷出物质量分布模型的不确定性是可以忽略不计的错误相比，在其他输入参数（如二进制中子星合并率）。此外，我们表明，中等红移（z < 0.2）的红移分布类型（观察到的或均匀的体积）不影响预期的相对速率估计。
2020-10-15 astro-ph.HE
Kilonova parameters estimation with LSST at Vera C. Rubin Observatory
本研究测试了利用Vera Rubin天文台LSST观测来约束千新星抛射物成分的质量和速度，发现每2晚进行约4小时间隔的高频次访问策略在光曲线覆盖、滤镜观测和拟合可靠性上取得最佳折衷。
2024-03-20 astro-ph.HE
Opacity of the highly ionized lanthanides and the effect on the early kilonova
我们首次研究了镧系元素（Z = 57- 71）的存在对中子星合并后t~ h千诺瓦的影响。为此，我们计算了所选镧系元素Nd（Z = 60），Sm（Z = 62）和Eu（Z = 63）的原子结构和不透明度。我们认为，当温度T ~ 10^5 K时，电离度可达十分之一（XI），适用于合并后几小时的喷出物。我们发现，由于高密度的能级，高度电离的镧系元素的不透明度非常高，Eu的k_exp~1000 cm ^2/g。使用新的不透明度，我们进行辐射转移模拟表明，早期的光变曲线变得暗淡的（最大）四个因素，相比镧系元素的无喷出物在t~0.1天。然而，由于喷出物最外层的不透明度随时间的快速变化，光变曲线受到影响的时间相对较短。我们预测，对于距离约为100 Mpc的源，富镧系元素喷出物的紫外亮度在t~0.1天时下降到~21-22 mag，在t~0.2天左右出现紫外峰值，幅度为~ 1.25。未来通过现有的紫外线卫星如雨燕或即将发射的紫外线卫星ULTRASAT探测这样的千诺瓦，将对外层喷出物的丰度提供有用的限制以及相应的中子星合并的核合成条件。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.atom-ph
Fingerprints of heavy element nucleosynthesis in the late-time lightcurves of kilonovae
在双星中子星合并事件GW 170817之后观测到的千诺瓦辐射为通过r-过程合成重核提供了第一个直接证据。光谱能量分布到近红外波长的后期跃迁被解释为指示镧系元素核的产生，其原子质量数A>140。然而，令人信服的证据表明存在较重的第三峰r过程元素（例如，金、铂）或跨铅核仍然难以捉摸。在早期（~天），大部分的r过程加热来自于大量的β衰变统计系综，当喷出物仍然致密时，这些衰变有效地热化，产生一个由单一幂律合理近似的加热速率。然而，在后来的时间里，（数周至数月），衰变能量输入可能由离散数量的α衰变223 Ra主导（半衰期t_{1/2} = 11.43天），225 Ac（t_{1/2} = 10.0 d，在225 Ra β衰变后，t_{1/2} = 14.9 d），裂变同位素254 Cf（t_{1/2} = 60.5 d），其每次衰变释放更多的能量，并且以比β-衰变产物更高的效率热化。晚些时候的星云观测kilonovae约束的放射性功率提供了潜在的识别这些个别同位素的签名，从而确认生产的重核。为了将测辐射热光限制在所需的精度，需要使用像詹姆斯·韦伯太空望远镜这样的敏感仪器进行多历元和宽波段观测。此外，通过比较获得的核加热率与太阳r丰度模式的丰度分布，AT 2017 gfo的热光变曲线，我们发现，尚未确定的r丰度的72锗在供电的光变曲线起着决定性的作用，如果一个假设，GW 170817已经产生了…
2019-01-06 astro-ph.HE nucl-th
