一、研究历史
2017年8月17日，LIGO引力波天文台首次探测到了来自双中子星并合的引力波信号—GW170817(Abbott et al. 2017)。在探测到引力波信号1.7秒后，Fermi卫星上的伽马暴监测仪GBM探测到了与之成协的短伽马射线暴—GRB 170817A，首次证实了短暴的双致密星并合起源(Goldstein et al. 2017)。随后，地面的光学望远镜探测到了该引力波事件的光学对应体—AT 2017gfo，该辐射成分与此前理论所预言的双中子星并合所产生的千新星辐射性质基本一致(Coulter et al. 2017)。这次引力波事件及其电磁辐射确切证实了短伽马射线暴、千新星与双中子星并合事件的内在关联(如图1)，由此打开了多信使天文学研究的新篇章。
图1：双中子星在并合前后不同阶段的引力波及电磁辐射，图片来Fernandez & Metzger 2016
事实上，早在上世纪80年代，Blinnikov et al. (1984)和Paczynski (1986)就提出了双中子星并合作为短伽玛暴前身星的可能性。随后，Eichler et al. (1989)仔细分析了双中子星并合事件可能产生的多种天文学观测现象。他们指出，双中子星并合不仅会产生伽马射线暴，还往往伴随着引力波辐射和中微子暴发，并且提出双中子星并合产生的抛射物会通过快中子俘获过程(r-process)合成大量的重元素。Eichler等人所提出的这一系列观点， 均被后来的观测所证实。
Li &Paczynski (1998)首次研究了由抛射物中的放射性元素衰变可能产生的观测效应。他们假定所有元素具有相同的能量释放效率因子，考虑多种原子核衰变的能量释放过程，从而给出了并合抛射物的能量注入光度。在此基础上，结合抛射物的绝热膨胀和辐射能损过程， 最终得到抛射物的热光变曲线。对于双中子星并合抛射物而言，其质量约为0.01个太阳质量，速度约为0.3倍光速，假定抛射物中重元素的不透明度近似等于铁族元素的不透明度，则抛射物辐射到达峰值的时间约为并合后2到4天左右，峰值光度高达1E44 erg/s，对于的温度为1E4开尔文。这个辐射信号远比普通超新星更亮，且到达峰值的时标更短。但是遗憾的是，在短暴余晖被探测到之后相当长一段时间里，后续的跟进观测并没有看到模型所预言的明亮的紫外光学信号，其原因在于Li &Paczynski在计算中高估了r过程元素能量释放的效率。基于Li和Paczynski的模型，Kulkarni (2005)则进一步讨论了中子衰变和Ni56衰变加热的情况，并探讨了并合产物为大质量中子星对抛射物辐射的影响。基于已有的观测限制， Kulkarni在计算中给出的峰值光度约为1E41 erg/s，远小于Li &Paczynski的计算结果。Kulkarni建议将这种类似于mini-supernovae的暂现源辐射命名为巨新星(macronova)。
Metzger et al. (2010)首次利用核反应网格计算方法，综合考虑了中子俘获过程、β衰变、α衰变和原子核裂变过程得到放射性元素衰变的能量注入光度随时间的演化关系，并进一步根据流体的辐射转移过程计算了抛射物的多波段辐射。Metzger等人计算得到的峰值光度约为3.5E41 erg/s，是正常新星(novae)的1000倍，且辐射主要集中在光学波段，因此他们建议将此类暂现源辐射命名为千新星(kilonovae)。此后，这一命名得到了学界的广泛使用。
Li &Paczynski以及Metzger等人的计算中，均假定并合抛射物中的重元素不透明度等于铁族元素的不透明度，然而实际上这些放射性元素原子内部复杂的跃迁会大大提高抛射物的不透明度，从而对千新星的辐射产生重要影响。Kasen et al. (2013)指出，抛射物中通过r过程合成的镧系元素和锕系元素具有非常复杂的价电子结构。由于抛射的不透明度主要取决于这些元素的束缚-束缚(bound-bound)跃迁过程，在紫外光学波段的不透明度约为10-100 cm^2/g，远高于铁族元素的不透明度。这一效应在千新星的光谱和光变上体现为：由于高不透明度阻碍了光子的扩散，到达峰值的时标更晚（约为一个星期），此时抛射物的光球半径已显著膨胀，光球层的温度降低，因此主要的辐射波段从紫外-光学波段转移到了可见光-红外波段。此外，他们还考虑了由中心天体吸积盘的盘风外流物质可能产生的辐射。由于中微子照射导致中子的β衰变， 盘风的电子丰度远大于并合过程的潮汐抛射物，并不利于r过程合成质量数大于130的重元素，但仍可合成部分质量数在50到130的放射性元素，因此该盘风外流物质将会贡献一个峰值出现在1天左右且偏蓝的辐射成分。
除了抛射物自身的性质外，来自中心并合产物的能量注入亦会对千新星辐射产生重要影响。2013年，Yu et al. (2013)仔细考虑了中心产物为毫秒磁星情况下对抛射物动力学及其辐射的影响。他们发现，考虑了来自磁星星风的能量注入，抛射物的辐射光度是以往只有放射性元素衰变加热情况的数百倍，甚至与超新星具有相同的光度。鉴于并合抛射物不同的供能机制，千新星的辐射光度往往会有数个量级的区别，因此Yu等人建议将这类并合抛射物产生的光学暂现源命名为更为广义的称呼—并合新星(mergernovae)。此外，Ma et al. (2018)则考虑了中心产物为黑洞对抛射物辐射的影响。在黑洞的回落吸积过程中，吸积的反馈机制也可能为并合抛射物提供额外的能源。一般而言，由于吸积的时标远小于光子的扩散时标，因此由回落吸积过程供能的热辐射将会快速衰减，因此晚期的辐射很可能仍由放射性元素衰变供能为主导。
二、观测现状
在GW170817 被LIGO探测之后，地面上多个望远镜立即在同一天区搜寻该引力波事件可能的电磁辐射。 最早探测到光学对应体的是位于智利的Las Campanas天文台的 Swope望远镜，当时距离引力波被探测到的时间间隔仅为10.9 个小时。此后，多个望远镜和天文卫星都启动了对该暂现源的密集观测，并获得了大量的测光数据。目前，这个暂现源被正式命名为AT2017gfo。
观测表明，AT 2017gfo早期的辐射特征与黑体辐射基本吻合，大概在一个星期后其光谱逐渐偏离黑体谱。Drout et al. (2017) 分析了AT2017gfo早期的光变、能谱、温度以及光球半径随时间的演化，发现AT 2017gfo在并合发生后的11小时温度高达1E4开尔文，在随后的数天内快速下降到103开尔文，与此同时，抛射物的光球半径在早期快速膨胀，在大约6天后达到最大值，随后光球层开始退行，这很可能是由于抛射物中的电离物质再复合导致的(如图2)。Villar et al. (2017) 收集了当时所有的紫外-光学-红外望远镜的观测数据，并且基于放射性元素供能模型仔细拟合了AT 2017gfo各个波段的数据。他们发现为了解释AT 2017gfo的多波段光变，通常需要多个具有不同不透明度的辐射成分相叠加才能更好地解释观测数据，分别为：蓝色成分、紫色成分和红色成分。其中蓝色成分的重元素含量较少，不透明度较低，紫色成分由中等质量元素组成，而红色成分来则自于富含镧系元素的抛射物，具有较高的不透明度。虽然由放射性元素衰变供能模型能够较好地拟合AT 2017gfo的观测数据，但是相关的拟合参数仍然存在一些不合理的地方：一方面，由于AT 2017gfo的峰值光度和峰值时间要求抛射物质量不低于0.065个太阳质量，结合双中子星并合事件率，该结果给出的宇宙中r过程元素丰度高于实际观测值；另一方面，拟合给出的较低的抛射物不透明度意味着r过程产生的镧系元素要小于抛射物质量，但是如果AT 2017gfo的确完全是由放射性元素供能的话，这意味着抛射物质量可能远远大于0.065个太阳质量。因此，Yu et al. (2018)提出AT 2017gfo的辐射很可能包括了来自并合产物中子星的贡献，即其早期辐射主要由放射性元素衰变供能，而晚期则来自于中心稳定存在的中子星星风的能量注入。该模型降低了对抛射物质量的要求，同时更为自洽地解释了AT 2017gfo中抛射物的物质成分。
图2：AT 2017gfo的能谱、热光度、温度及光球半径随时间的演化，图片来自Drout et al. 2017
尽管AT 2017gfo被认为是第一个被确认的千新星事件，但在此之前天文学家便已发现了多个千新星候选体。2013年6月3日，Swift/BAT探测到了短暴GRB130603B的瞬时辐射，持续时间为0.18秒。过了一周，哈勃望远镜在该短暴同一位置发现了一个明亮的近红外辐射。该红外成分明显超出短暴在近红外波段的余晖辐射， 因而被认为是千新星辐射的一个重要信号(Tanvir et al. 2013)。尽管如此，该暂现源是否完全来自并合抛射物中放射性元素的衰变还是来自中心引擎额外的能量注入仍有待商榷。GRB 130603B的X射线余晖在最初的1000秒具有明显变平的特征，这意味着GRB外激波可能有来自中心引擎额外的能量注入，因此Fan et al. (2013)认为该红外成分很有可能也是由中心磁星供能的千新星辐射。此外， Troja et al. (2016, 2018)发现GRB 140903A以及GRB 160821B的晚期余晖中也出现了在光学红外波段的超出成分，很可能与GRB 130603B一样也是来自千新星的贡献。
受GRB 130603B启发，Yang et al. (2015)和Jin et al. (2015, 2016)对以往的短暴余晖辐射的数据进行检查，并发现了两个疑似具有千新星信号的观测样本：GRB 060614和GRB 050709。这两个样本的光学余晖中都发现了疑似热辐射成分的超出现象。此外Gao et al. (2015, 2017) 通过寻找以往短暴观测数据在光学和X射线光变的鼓包，亦发现了多个可能的千新星候选体：GRB 050724，GRB 061006，GRB 070714B和GRB 080503。需要指出的是，这些与伽马暴成协的千新星候选体由于缺乏足够的测光数据和光谱信息，因此并不能真正被确定是否为千新星。
三、总结
从1998年由Li &Paczynski提出千新星的辐射模型到2017年首次探测到来自双中子星并合产生的千新星辐射，共经历了将近20年的时间。在此期间，千新星的理论模型不断得到完善和补充，极大地促进了人们对宇宙中重元素的核合成反应、中子星的物态方程以及强场中的流体动力学演化等问题的研究。与此同时，观测上取得的突破性进展对相关理论模型的检验与限制发挥了极大的作用。伴随着引力波观测窗口的打开，相信未来会有更多的引力波事件及其电磁对应体被发现，通过对这类事件的多信使联合观测，将会极大地推动天体物理学的研究进展。
参考文献：
Abbott B P, Abbott R, Abbott T D, et al. PhRvL, 2017, 119: 161101
Blinnikov S I, Novikov I D, Perevodchikova T V, et al. SvAL, 1984, 10: 177
Coulter D A, Foley R J, Kilpatrick C D, et al. Sci, 2017, 358: 1556
Drout M R, Piro A L, Shappee B J, et al. Sci, 2017, 358: 1570
Eichler D, Livio M, Piran T, et al. Natur, 1989, 340: 126
Fan Y Z, Yu Y W, Xu D, et al. ApJ, 2013, 779: L25
Fernandez, R. & Metzger, B.~D. 2016, Annu. Rev. Nucl. Part. Sci., 66, 23
Gao H, Ding X, Wu X F, et al. ApJ, 2015, 807: 163
Gao H, Zhang B, Lv H J, et al. ApJ, 2017, 837: 50
Goldstein A, Veres P, Burns E, et al. ApJ, 2017, 848: L14
Jin Z P, Li X, Cano Z, et al. ApJ, 2015, 811: L22
Jin Z P, Hotokezaka K, Li X, et al. NatCo, 2016, 7: 12898
Kasen D, Badnell N R, Barnes J. ApJ, 2013, 774: 25
Kulkarni S R. arXiv:astro-ph/0510256
Li L X, Paczynski B. ApJ, 1998, 507: L59
Ma S B, Lei W H, Gao H, et al. ApJ, 2018, 852: L5
Metzger B D, Martınez-Pinedo G, Darbha S, et al. MNRAS, 2010, 406: 2650
Paczynski B. ApJ, 1986, 308: L43
Tanvir N R, Levan A J, Fruchter A S, et al. Natur, 2013, 500: 547
Troja E, Sakamoto T, Cenko S B, et al. ApJ, 2016, 827: 102
Troja, E., Castro-Tirado, A.~J., Becerra Gonzalez, J., et al. 2019, MNRAS, 489, 2104
Villar V A, Guillochon J, Berger E, et al. ApJ, 2017, 851: L21
Yang B, Jin Z P, Li X, et al. NatCo, 2015, 6: 7323
Yu Y W, Zhang B, Gao H. ApJ, 2013, 776: L40
Yu Y W, Liu L D, Dai Z G. ApJ, 2018, 861: 114
作者简介：
陈尚明，2014年本科毕业于华中师范大学物理学基地班专业，2019年博士毕业于华中师范大学天体粒子物理专业，现为华中科技大学物理学院博士
后，研究方向为伽马射线双星和伽马射线暴及其相关物理。
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编校：雷卫华 张济航
文章编号：华中大天文200907B
