俞云偉

(華中師范大學(xué)物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院 武漢 430079)

1 引言

中子星-中子星或中子星-黑洞雙星系統(tǒng)在發(fā)生并合的時候可以通過潮汐、碰撞擠壓、吸積反饋等過程向外拋射物質(zhì).這些物質(zhì)常常具有豐中子的屬性,可使大量比鐵更重的元素通過快中子俘獲過程(r過程)得以形成,是宇宙中大部分超鐵元素的主要產(chǎn)地.與此同時,這些放射性重元素的衰變以及中心并合產(chǎn)物(特別是大質(zhì)量中子星)可能的持續(xù)能量釋放將使并合拋射物被顯著加熱.千新星便是由加熱后的并合拋射物所發(fā)出的一種熱輻射,觀測上表現(xiàn)為一種紫外-光學(xué)-近紅外波段的暫現(xiàn)源現(xiàn)象,具有從天到星期量級的典型光變時標(biāo),其光度則決定于能源的具體屬性.千新星也可被更廣義地稱為并合新星(見第5章),為尊重歷史發(fā)展和方便讀者理解,本文將根據(jù)上下文混用這兩個名稱.作為致密星并合的一個后續(xù)過程,千新星(并合新星)輻射自然成為了此類引力波事件的一種重要電磁對應(yīng)體.

有關(guān)千新星(并合新星)的理論預(yù)言最早在1998年被提出,其模型框架在2010年得到了關(guān)鍵性的完善和實質(zhì)性的補充,并在隨后數(shù)年內(nèi)獲得了快速的發(fā)展和多方面的深化(比如對r過程元素的合成和衰變加熱率、不透明度和輻射轉(zhuǎn)移、拋射物成分組成、并合產(chǎn)物性質(zhì)和能量輸出等問題的理論分析和數(shù)值模擬).特別是從2013年起,隨著理論研究的深入,觀測方面也陸續(xù)取得了一些突破性的進展,發(fā)現(xiàn)了一些可能的候選體(如GRB130603B事例),極大地提升了人們對這一研究方向的關(guān)注度.最終,在2017年,伴隨著雙中子星并合引力波信號(GW170817)的首次發(fā)現(xiàn),人們成功觀測到了與引力波信號相伴隨的千新星(并合新星)輻射,從而確切證實了這一項理論預(yù)言.相關(guān)觀測在定位和證認(rèn)引力波源、揭示并合拋射物性質(zhì)、確認(rèn)宇宙中r過程元素起源以及限制并合產(chǎn)物性質(zhì)與致密物質(zhì)物態(tài)等方面發(fā)揮了關(guān)鍵性的作用,淋漓展現(xiàn)了引力波電磁對應(yīng)體研究的重大科學(xué)價值.毫無疑問,千新星(并合新星)這種全新的天文現(xiàn)象,將是未來引力波電磁對應(yīng)體監(jiān)測和光學(xué)暫現(xiàn)源巡天最為重要的對象之一.本文將簡要回顧千新星(并合新星)研究歷程中的一些重要背景和關(guān)鍵進展,以展現(xiàn)這一方向上的研究思路變遷及其內(nèi)在緣由,展現(xiàn)天文學(xué)理論和觀測研究的相輔相成.讀者閱讀本文時可同時參考其他相關(guān)綜述性文獻,如文獻[1-4]等.

2 宇宙中重元素的起源

宇宙中存在著百余種不同的化學(xué)元素以及為數(shù)眾多的同位素.這些元素來自何方?它們又是如何形成的?對這些問題的終極思考,最終必將溯及整個宇宙的起源問題.1915年,Einstein提出了廣義相對論,并于兩年后發(fā)表了《基于廣義相對論的宇宙學(xué)考察》一文,開啟了現(xiàn)代宇宙學(xué)的大門.1929年,Hubble通過對螺旋星云(河外星系)的紅移測量和造父變星測距發(fā)現(xiàn)了哈勃定律,顯示宇宙正處于膨脹狀態(tài).第2次世界大戰(zhàn)后,Gamow[5]和Alpher等[6]開始在膨脹的宇宙框架下考慮元素的合成問題,并于1948年做出了詳細的理論計算,試圖一次性解釋現(xiàn)在宇宙中各種元素的豐度(根據(jù)太陽系內(nèi)觀測),但這需要對初始條件進行特殊的設(shè)置.對于這個被稱之為大爆炸核合成或原初核合成的過程,目前一致認(rèn)為,它能夠合成的其實幾乎只有氫、氦、鋰以及氫的同位素這些最輕的元素,其中前兩者占比超過99%.

人們很快意識到,宇宙中的元素應(yīng)該不是一次性合成的,發(fā)生在恒星內(nèi)部持續(xù)的核合成過程將可能對宇宙中重元素豐度的塑造發(fā)揮重要的作用,因為恒星至少可以通過持續(xù)的物質(zhì)拋射和超新星爆發(fā)等反饋機制改變星際介質(zhì)中元素的豐度.1957年,Burbidge夫婦、Fowler和Hoyle 4人(B2FH)成功建立了恒星核合成理論,以解釋宇宙中元素豐度曲線的諸多特征[7].同年,Cameron也發(fā)表了類似的工作[8].B2FH理論詳細考慮了發(fā)生在恒星中的氫燃燒、氦燃燒、α粒子俘獲、電子俘獲、質(zhì)子俘獲、慢中子俘獲(s過程)和r過程等一系列核反應(yīng)過程,其中特別是r過程的提出對解釋超鐵元素的形成具有至關(guān)重要的作用.Fowler也因相關(guān)的研究獲得了1983年的諾貝爾物理學(xué)獎.但是,所謂r過程,即原子核俘獲自由中子的時間要遠短于原子核本身衰變時標(biāo)的反應(yīng)過程,往往要求該過程發(fā)生在中子豐度非常高的條件下(對應(yīng)電子豐度Ye0.2).在恒星內(nèi)部,這種豐中子條件也許可以通過13C(α,n)16O和21Ne(α,n)24Mg這樣的反應(yīng)在局部實現(xiàn)[7],但總體上是非常難以實現(xiàn)的.

因此,相對而言,r過程被認(rèn)為更有可能發(fā)生在恒星的超新星爆發(fā)過程中[9?10].特別是在上世紀(jì)90年代,人們普遍相信,超新星爆發(fā)過程中誕生的原中子星可以驅(qū)動由中微子加熱的高熵星風(fēng),那里應(yīng)該是最可能的r過程發(fā)生場所[11?13].不過,2000年之后,更詳細的計算發(fā)現(xiàn)原中子星星風(fēng)幾乎不可能同時滿足豐中子和高熵兩個性質(zhì),因此最多只能形成原子質(zhì)量數(shù)A<110的元素[14?16],除非加入一些極為特殊的假設(shè)[17].

作為另一種可能途徑,Lattimer和Schramm曾在1974年提出,一個中子星和一個黑洞發(fā)生碰撞的過程中,由于碰撞之前的潮汐作用,離心力將會使質(zhì)量十分可觀的物質(zhì)(他們粗略估計為0.05M⊙)以極高的速度拋射出來[18].這種拋射物因為直接來自于中子星而具有天然的豐中子性質(zhì)(電子豐度Ye～0.1),將是發(fā)生r過程的理想場所[18].類似的現(xiàn)象同樣可能出現(xiàn)在中子星-黑洞雙星系統(tǒng)發(fā)生災(zāi)難性并合的過程中[19].不過,需要注意的是,如果系統(tǒng)中黑洞質(zhì)量過大或者它的旋轉(zhuǎn)過慢,都可能將中子星直接吞噬,而沒有潮汐瓦解過程發(fā)生.1975年,Hulse和Taylor發(fā)現(xiàn)了第1個雙脈沖星系統(tǒng)1Hulse和Taylor通過該系統(tǒng)間接證明了引力波的存在,獲得了1993年諾貝爾物理學(xué)獎.,極大地提升了對致密星并合事件進行研究的現(xiàn)實意義和必要性[20].很快,Symbalisty和Schramm便在1982年討論了雙中子星并合和r過程元素起源的關(guān)聯(lián)性[21].不過,對這些并合過程所能夠產(chǎn)生的拋射物進行精確的性質(zhì)描述始終是半解析模型無法完成的任務(wù),有賴于更為強大的計算機數(shù)值模擬,這一步一直要到上世紀(jì)90年代才得以實現(xiàn).有關(guān)拋射物性質(zhì)的流體力學(xué)模擬結(jié)果最早見于上世紀(jì)90年代的3篇文獻[22?24].在這些工作基礎(chǔ)上,1999年Freiburghaus等人進一步計算了發(fā)生在拋射物中的核反應(yīng)過程,并將其數(shù)值結(jié)果(r過程元素豐度分布)與實際觀測數(shù)據(jù)進行了比較,第1次直觀顯示了致密星并合過程對理解宇宙中r過程元素起源的重要價值[25].

3 千新星模型的提出和建立

除了合成大量r過程元素外,致密星的并合特別是雙中子星的并合還可能導(dǎo)致其他多種天文觀測效應(yīng).比如,自1973年首次公布伽馬射線暴的發(fā)現(xiàn)以來,人們在很長一段時間內(nèi)對這種奇特天文現(xiàn)象的產(chǎn)生原因眾說紛紜、莫衷一是.基于宇宙學(xué)起源假設(shè),Blinnikov等[26]和Paczynski[27]分別在1984年和1986年率先將它們(目前認(rèn)為主要是短時標(biāo)的伽馬暴)和雙中子星并合事件相聯(lián)系.之后,Eichler等人在1989年系統(tǒng)性地分析了雙中子星并合可能引起的多種天文觀測效應(yīng)[28].他們指出,當(dāng)一顆中子星的物質(zhì)被另外一顆吸積的時候,引力勢能的釋放將導(dǎo)致大量的中微子輻射.因此,來自于兩個星體的正反電子中微子將相互碰撞產(chǎn)生正負電子對,進而與次生光子耦合形成一個火球.該火球演化最終可產(chǎn)生伽馬暴輻射.基于伽馬暴和引力波事件的可能成協(xié),他們進一步提出可以通過伽馬暴的觀測事件率來限制雙中子星的并合率,從而為引力波探測率的估計提供依據(jù).同時,還可通過考察限制得到的雙中子星并合率能否與r過程元素豐度的觀測值相吻合和自洽,來驗證r過程元素的起源假說.Eichler等人所提出的這一系列觀點,均被后來的研究所證實或踐行,盡管某些物理細節(jié)可能存在一些差異.不過,此處仍然有一個重要的問題沒有引起足夠的重視,那就是雙中子星并合中形成的r過程元素是否可能具有某種更為直接的觀測效應(yīng)?

這個問題直到伽馬暴余輝被發(fā)現(xiàn)[29?31]后的第2年(1998年),才被Li和Paczynski提出來加以認(rèn)真考慮[32].不過,迫使他們考慮這個問題的一個動機竟然是:他們認(rèn)為伽馬暴的致密星并合起源似乎被當(dāng)時的觀測排除了(因為長暴位于恒星形成區(qū)!),所以需要考慮并合過程還有沒有其他的可觀測信號.不管怎樣,他們認(rèn)為中子星-中子星或中子星-黑洞并合產(chǎn)生的大量r過程元素一定是很不穩(wěn)定的,會以各種時標(biāo)進行放射性衰變.因此,類似于56Ni和56Co衰變會導(dǎo)致超新星輻射一樣2,致密星并合也很可能會產(chǎn)生一個顯著的暫現(xiàn)源輻射,可作為引力波事件的電磁對應(yīng)體信號.不過,對于具體的計算而言,這里存在兩個主要的不確定因素:一個是r過程元素的種類及其比例分布情況,另一個是每種元素衰變時可以有多少能量被釋放.Li和Paczynski假設(shè)各種元素的數(shù)目相對于它們衰變時標(biāo)的對數(shù)具有平權(quán)的分布,并假設(shè)所有元素具有一個相同的能量釋放效率因子f,從而為并合拋射物給出了一個總的放射性加熱率E=fMejc2/t,其中Mej是拋射物的質(zhì)量,c是光速,t是時間.在此基礎(chǔ)上,再考慮拋射物的絕熱膨脹和輻射損失,他們最終得到了拋射物的熱輻射光變曲線.結(jié)果顯示,對應(yīng)于拋射物的質(zhì)量Mej=0.01M⊙,速度0.3c以及不透明度κ=0.2 cm2·g?1,輻射的峰值將出現(xiàn)在并合發(fā)生后1 d左右.同時,依據(jù)通常的核反應(yīng)能量釋放效率,他們?nèi)的特征值為0.001,從而得到輻射的峰值光度高達～1044erg·s?1,對應(yīng)溫度2.5×104K(輻射主要在紫外波段).這個輻射信號比普通的超新星更亮更熱,且變化更快.因此,這項工作預(yù)言了一種全新的天文現(xiàn)象,可以說是開創(chuàng)了一個新的研究方向.

2005年,Swift衛(wèi)星首次觀測到了短伽馬暴的X射線余輝[34?36],實現(xiàn)了對短暴的精確定位,從而引導(dǎo)了后隨的紫外光學(xué)觀測.短暴所處位置遠離宿主星系的特征使其明顯不同于長暴,從而為其致密星并合起源提供了強烈支持.但是,后隨觀測并沒有發(fā)現(xiàn)Li和Paczynski所預(yù)言的那個明亮的紫外光學(xué)信號,其原因在于他們當(dāng)時尚缺乏可作為參數(shù)取值依賴的關(guān)于拋射物性質(zhì)的數(shù)值模擬結(jié)果,而過分高估了r過程元素能量釋放的效率.遺憾的是,盡管相關(guān)的數(shù)值模擬結(jié)果實際上在1998年當(dāng)年及次年便很快出現(xiàn)[24?25],但在之后的10余年時間里,一直沒有人嘗試去把這些模擬結(jié)果引入到Li和Paczynski的模型當(dāng)中,甚至是一般性的模型發(fā)展都很少.僅有Kulkarni在2005年做了一些發(fā)散性的探討,比如討論了中子衰變加熱的情況,56Ni衰變加熱的情況,還討論了雙中子星并合后可能產(chǎn)生一個大質(zhì)量中子星的情況[37].基于觀測的限制,Kulkarni給出的輻射峰值光度在～1041erg·s?1左右,并且他建議將這種熱暫現(xiàn)源輻射命名為巨新星(macronova),目前仍有不少研究者采用此命名法(為簡單起見,本文不再使用此名稱).

2010年之后,隨著美國激光干涉引力波天文臺(LIGO)和歐洲引力波探測器Virgo的建設(shè)和升級,引力波探測的實現(xiàn)逐漸成為一件看上去指日可待的事情.但是,因為引力波探測器的空間定位能力較差,迫切需要與之協(xié)同的電磁波觀測提供定位信息以及天體物理起源證認(rèn)信息.因此,人們對引力波電磁對應(yīng)體的研究熱情日漸高漲.從Eichler等人的工作開始[28],特別是2005年后,短伽馬暴一直是人們討論最多的一種電磁對應(yīng)體.但是,考慮到短伽馬暴噴流的相對論性運動和輻射的準(zhǔn)直性,人們對是否有很大的機會同時觀測到引力波和短伽馬暴實際上不無擔(dān)心.退而求其他,人們希望存在基本不具方向性的電磁輻射,這時Li和Paczynski的工作開始受到重視.為此,Metzger3從2007年開始,Metzger一直關(guān)注伽馬暴的中心能源機制問題,開始是原中子星的星風(fēng)[38?39],其后是含時吸積盤的演化[40?41].在這個過程中,開始涉及豐中子物質(zhì)中的r過程加熱[42].等[43]一方面基于Rosswog等[24]給出的拋射物密度、溫度、電子豐度、種子原子核類型等的分布,利用r過程動態(tài)網(wǎng)格計算方法,得到了拋射物的放射性能源功率.綜合所有β衰變、α衰變和原子核裂變過程,能源功率的時間演化的確表現(xiàn)為冪律衰減的形式:E∝t?1.3.另一方面,利用Kasen等[44]開發(fā)的動態(tài)輻射轉(zhuǎn)移程序計算了輻射產(chǎn)生的多波段光變曲線.結(jié)果,Metzger等[43]發(fā)現(xiàn)超鐵元素衰變的能量釋放效率比Li和Paczynski采用的典型值低很多,僅為f～10?6的量級.因此,輻射的峰值光度只有幾倍于1041erg·s?1(與Kulkarni設(shè)想的相當(dāng)),輻射主要集中在光學(xué)波段.這個光度大概是中子星愛丁頓光度的1000倍,因此他們建議將這種光學(xué)暫現(xiàn)源輻射命名為千新星(kilonova).鑒于該項工作的重要性和完善程度,目前千新星一詞已被學(xué)界普遍使用.

Metzger等[43]的數(shù)值計算結(jié)果和其他半解析結(jié)果(相關(guān)方法可參考文獻[3,45-47])的對比表明,輻射后期的光譜將會明顯偏離黑體輻射近似.但同時,這個對比也表明,半解析方法在總體上能夠反映輻射的基本特征,是一種簡便合理的近似計算方法.

4 千新星模型的完善和發(fā)展

2010年后,逐漸有多個研究小組在流體動力學(xué)拋射、核合成反應(yīng)以及輻射轉(zhuǎn)移等課題上對千新星模型開展了深入廣泛的研究,特別是在2013年達到了一個研究的高潮.比如,考察了中子星物態(tài)以及質(zhì)量比對拋射物性質(zhì)的影響,考察了激波加熱和中微子照射對核合成過程的影響等[48?58].這些研究揭示,雙中子星并合潮汐拋射物的質(zhì)量大概在～(10?4?10?2)M⊙(依賴于星體質(zhì)量比、雙星軌道橢率等),速度為～(0.15?0.35)c.對于中子星-黑洞并合,如果兩者質(zhì)量比比較大的話(但不能太大),潮汐拋射物的質(zhì)量可能可以接近～0.1M⊙[59].

2013年,Kasen等人指出當(dāng)r過程可以跨過位于原子質(zhì)量數(shù)A=130的第2個豐度分布峰的時候,并合拋射物中將出現(xiàn)相當(dāng)數(shù)量的鑭系和錒系元素,它們具有非常復(fù)雜的價電子結(jié)構(gòu)[60].通過計算這些元素的上千萬條原子躍遷譜線的發(fā)生率,他們發(fā)現(xiàn)拋射物的不透明度將主要決定于這些元素的束縛-束縛躍遷過程,紫外光學(xué)波段不透明度高達～(10?100)cm2·g?1的量級,遠高于由鐵族元素組成的物質(zhì)(比如普通的超新星拋射物).隨后,Barnes和Kasen計算了相應(yīng)的千新星輻射光譜和光變曲線.由于更高的不透明度阻礙了輻射的擴散,輻射峰值出現(xiàn)的時間將被顯著滯后(約為一個星期)[61].此時,輻射光球面積也已顯著擴大,因此主要輻射波段將從可見光轉(zhuǎn)移到近紅外波段.在同一篇文章中,他們還粗略考慮到,除了由于潮汐作用產(chǎn)生的部分外,并合拋射物還可能部分來自于吸積盤的盤風(fēng)(外流),其性質(zhì)與潮汐拋射物有所不同.由于中微子照射導(dǎo)致中子的β衰變,盤風(fēng)的電子豐度可能較大(Ye0.4),因此不利于r過程的發(fā)生.但是,如果它可以合成較大質(zhì)量的56Ni(如文獻[40])且不透明度由鐵族元素主導(dǎo)的話,那么這個盤風(fēng)成分將能夠貢獻一個峰值出現(xiàn)在1 d左右的額外輻射成分.同年,Tanaka和Hotokezaka還進一步考察了所有r過程元素對拋射物不透明度的貢獻及對輻射造成的影響[62].

并合發(fā)生后,在并合產(chǎn)物(大質(zhì)量中子星或黑洞)周圍會存在一個質(zhì)量約為(10?3?0.1)M⊙的物質(zhì)環(huán).并合產(chǎn)物對這些物質(zhì)的快速吸積,一直被認(rèn)為是驅(qū)動短伽瑪暴的引擎機制[63?65].不過,由吸積所導(dǎo)致的具體的物質(zhì)外流和能量釋放過程應(yīng)該比文獻[61]中考慮的更為復(fù)雜:(1)在最初的0.1 s內(nèi),來自吸積盤和中心大質(zhì)量中子星(如果存在)的中微子輻射將加熱吸積盤表面的物質(zhì),形成盤風(fēng)[40,66?69].這個由中微子驅(qū)動的盤風(fēng),電子豐度較高Ye～0.3?0.4,無法合成原子質(zhì)量數(shù)A>130的元素,但可能合成一定質(zhì)量的50

對于動力學(xué)拋射物,兩個中子星并合的情況要比中子星-黑洞并合更為復(fù)雜一些.因為除了潮汐拋射物外,兩個中子星碰撞到一起的一剎那,在其接觸面發(fā)生的擠壓作用將產(chǎn)生一對強大的激波,也可以加熱相當(dāng)一部分物質(zhì).在熱壓作用下,這些物質(zhì)將沿著垂直軌道平面的方向拋射[49,53?54].對于這個擠壓拋射物,其質(zhì)量和速度與潮汐拋射物相當(dāng).但是,由于激波加熱和中微子照射,它的電子豐度可能較大(也許Ye>0.25)[55?58],因此鑭系元素含量應(yīng)該也是非常低的,具有藍色輻射的特性.當(dāng)然,如果并合產(chǎn)物從一開始就變成了黑洞的話,那么這個軸向的擠壓拋射物也有可能不會出現(xiàn)[48].

經(jīng)過上述這些研究,人們在2014至2015年間逐漸形成一個共識,即千新星輻射可能包含一個1 d左右的藍色輻射成分和一個一星期左右的紅色輻射成分[81].而藍色成分的出現(xiàn),無論是盤風(fēng)還是擠壓拋射物,都要求并合產(chǎn)物至少在一段時間(比如0.1 s)內(nèi)是一個大質(zhì)量中子星,而沒有瞬時形成黑洞.因此,原則上,可以通過觀測藍色成分與紅色成分的比例來限制并合后中子星存在的時間[4]、幫助判斷前身星是一對中子星還是一個中子星和一個黑洞.不過,考慮到潮汐拋射物的速度往往是最大的,因此紅色成分很容易遮擋藍色成分.藍色成分即便存在,要能夠被顯著看到,也要求觀測方向不能太靠近系統(tǒng)的軌道平面.此外,考慮到拋射物(特別是擠壓動力學(xué)成分)最外層的自由中子可能在被原子核捕獲之前發(fā)生衰變,因此也預(yù)期在并合后數(shù)小時可能出現(xiàn)一個紫外波段的前兆輻射信號[82].

5 并合產(chǎn)物和中心能源

基于現(xiàn)有的物理理論,人們對雙中子星并合產(chǎn)物的認(rèn)識仍然存在很大的不確定性[83],一個關(guān)鍵的考察指標(biāo)是中子星(廣義概念)的可能質(zhì)量上限.考慮到并合后星體的快速旋轉(zhuǎn),其最大極限質(zhì)量可以寫為Mmax=bMTOV,其中MTOV是靜態(tài)中子星的質(zhì)量上限、系數(shù)b則決定于旋轉(zhuǎn)的頻率以及是否存在較差旋轉(zhuǎn).將并合產(chǎn)物的質(zhì)量記為Mrem,若Mrem>Mmax,則并合產(chǎn)物直接為黑洞.若MTOV

類似和相關(guān)的研究思路實際上早在千新星被觀測之前就已經(jīng)被廣泛討論.1998年,Dai和Lu提出,伽馬暴的暴后產(chǎn)物如果是中子星的話,該中子星的自轉(zhuǎn)能損將為伽馬暴噴流物質(zhì)持續(xù)注入能量,從而使其早期余輝輻射的衰減變緩[84?85].從2005年開始,這個預(yù)言中的余輝變平特征被Swift衛(wèi)星大量觀測到,特別是在短伽馬暴的余輝中也同樣被發(fā)現(xiàn)[86?87].與此同時,Swift衛(wèi)星還在短暴X射線余輝中發(fā)現(xiàn)了顯著的耀發(fā)現(xiàn)象[88?89],表明并合產(chǎn)物可以存在長期的活動性,這可以被視為是其中子星屬性的一個強有力證據(jù)[90?91].于是,后來有更多的研究基于伽馬暴余輝觀測進一步探討了暴后中子星的可能性質(zhì),指向于它們很可能是一種具有毫秒旋轉(zhuǎn)周期的高度磁化中子星(磁星)[92?99].

與短暴相關(guān)的暴后中子星研究,實際上著重強調(diào)了它作為暴后持續(xù)能源的重要屬性.這種效應(yīng)當(dāng)然也可能對并合拋射物的輻射造成影響.2005年,Kulkarni簡單討論過這種的效應(yīng)[37],但是他所采用的中子星自轉(zhuǎn)頻率(10 Hz)較低,不太符合雙中子星并合產(chǎn)物處于極限旋轉(zhuǎn)狀態(tài)的性質(zhì).2013年,Yu等人在并合形成了一顆毫秒磁星的考慮下,詳細研究了該中子星對并合拋射物動力學(xué)和輻射的重要影響,揭示中子星能源在某些情況下比放射性能源更為重要[100].這里,不同于光學(xué)薄的伽馬暴噴流物質(zhì),并合拋射物的質(zhì)量較大,在相當(dāng)一段時間(1 d到一個星期)內(nèi)是光學(xué)厚的.因此,從中子星注入到拋射物的能量將被首先熱化,提升并合拋射物的熱輻射,使其光度可能顯著高于1041erg·s?1,甚至達到與超新星相當(dāng)?shù)某潭?當(dāng)然,考慮到中子星參數(shù)包括其存在壽命的不確定性,統(tǒng)計上輻射光度應(yīng)該具有一個比較寬的變化范圍.因此,Yu等人建議將拋射物的熱暫現(xiàn)源輻射重新命名為一個更為廣義的可以涵蓋各種能源機制和光度數(shù)值的稱呼:并合新星(mergernova),其中可包含由放射性能源主導(dǎo)的部分(作為一種子類型,仍可稱為千新星).

并合后中子星主要的連續(xù)能量輸出方式很可能是其自轉(zhuǎn)能的損失(間歇性能量釋放則有可能來自于磁能),但具體的能量傳輸以及注入到并合拋射物的過程是復(fù)雜的.原則上來講,中子星的自轉(zhuǎn)減慢將首先驅(qū)動一個攜帶大量正負電子對的坡印廷外流.坡印廷流中發(fā)生的磁重聯(lián)將逐漸加速物質(zhì),使其形成具有相對論性速度的星風(fēng).該星風(fēng)打到并合拋射物的底部,將形成一對正反激波[101?102].其中反向激波向內(nèi)運動熱化星風(fēng)物質(zhì),正向激波在拋射物中傳播并最終從拋射物表面穿出,在星風(fēng)光度足夠高的情況下可能產(chǎn)生可觀測的X射線激波突破輻射[101].在相對更長的時標(biāo)上,從星風(fēng)與拋射物的接觸面開始,已被熱化的星風(fēng)的熱量將通過熱傳遞逐漸向拋射物外部擴散.在接觸面兩邊形成熱和力學(xué)(壓強)平衡,在拋射物中形成熱梯度和壓強梯度.熱傳遞的一個重要/主要途徑是光子的擴散,因此熱梯度和壓強梯度的消除時間決定于光子擴散的時標(biāo)td.這些光子最初來自于熱星風(fēng)區(qū)域電子的同步輻射和逆康普頓散射,然后一部分進入拋射物后被吸收,另一部分反射回到星風(fēng)區(qū)域.在t

近來,受中子星方案的啟發(fā),也有作者考慮在并合產(chǎn)生黑洞的情況下,如果存在一定的回落吸積過程,那么吸積的反饋機制也將可能為并合拋射物提供額外的能源[104?105].但是,由于吸積的時標(biāo)一般顯著短于熱擴散時標(biāo),這種能源造成的熱輻射將具有非?？焖俚乃p,后期的輻射很可能仍由放射性能源主導(dǎo).

6 發(fā)現(xiàn)候選體

2013年不僅是千新星理論獲得大發(fā)展的一年,也是千新星觀測的突破年.2013年6月3日,Swift衛(wèi)星上的BAT探測器被短暴GRB130603B觸發(fā),該暴的瞬時輻射時間為0.18 s.一周后,在該暴發(fā)生的位置,哈勃望遠鏡發(fā)現(xiàn)了一個明亮的近紅外輻射源[106?107].相比于理論預(yù)期的GRB130603B近紅外余輝,該近紅外源的輻射流量具有顯著的超出,因而被認(rèn)為是千新星輻射的一個重要信號.盡管如此,其能源是否就是放射性重元素的衰變?nèi)允怯写倘兜?因為GRB130603B的X射線余輝在最初1000 s具有明顯變平的特征,說明暴后中子星的能量注入很可能發(fā)揮了重要的作用.因此,Fan等人研究認(rèn)為相應(yīng)的近紅外超出輻射也很有可能是中子星供能的并合新星輻射[108].2016年,Troja等人報道,GRB140903A的余輝中也出現(xiàn)了額外的光學(xué)紅外暫現(xiàn)源信號,與GRB130603B的情況非常類似[109].

實事求是地講,2013年人們對GRB130603B事件的關(guān)注及對其近紅外輻射超出的理論解釋,一定程度上正是當(dāng)年千新星理論研究高潮影響下的一個結(jié)果.實際上,在此之前的歷史觀測中,很有可能存在類似的觀測事例,只是當(dāng)時未能引起足夠的重視.因此,紫金山天文臺的一個研究小組對短伽馬暴余輝的歷史數(shù)據(jù)開展了系統(tǒng)性的回顧審視,相繼發(fā)現(xiàn)了兩個疑似具有千新星信號的觀測樣本:GRB060614[110?111]和GRB050709[112].在這兩個樣本的紅外光學(xué)余輝中都出現(xiàn)了熱輻射成分的超出.另一方面,基于中子星作為能源的考慮,星風(fēng)的X射線輻射(如有)在并合拋射物逐漸變?yōu)楣鈱W(xué)薄后將可能被直接觀測到,即在紅外光學(xué)超出輻射的同時,可能出現(xiàn)X射線的光變鼓包.根據(jù)這一特點,Gao等人發(fā)現(xiàn)了更多的中子星供能的并合新星候選體:GRB050724、GRB061006、GRB070714B、GRB080503[113?114].

考慮到并合新星(千新星)輻射的近似各向同性和短伽馬暴輻射的方向性,理論上可以期待能夠觀測到獨立的并合新星(千新星)輻射現(xiàn)象,而不與短伽馬暴成協(xié).隨著一些快速響應(yīng)的光學(xué)巡天項目4如All-Sky Automated Survey for Supernovae(ASAS-SN)、Zwicky Transient Facility(ZTF)、Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System(Pan-STARSS)和Robotic Optical Transient Search Experiment(ROTSE)等.的開展,一類非常明亮的又具有快速光變特征的光學(xué)暫現(xiàn)源被陸續(xù)發(fā)現(xiàn)[115?116].這些源可能是一類非常奇特的超新星(如包層被深度剝離的恒星的爆發(fā)),但也很有可能就是由并合后中子星供能的并合新星輻射[47],或者各種物理起源都有.類似的暫現(xiàn)源現(xiàn)象近年來還在不斷地被發(fā)現(xiàn)[117?119].

7 GW170817事件

從2015年9月14日LIGO探測到第1例雙黑洞并合引力波事件開始,人們正式進入了具有引力波探測能力的多信使天文學(xué)時代[120].2017年8月17日,LIGO探測到了第1例雙中子星并合的引力波事件,嚴(yán)格地講,是兩個具有中子星質(zhì)量的致密天體的并合[121].此事件發(fā)生時,Virgo也已處于工作狀態(tài),其零探測結(jié)果幫助人們大大縮小了對該次引力波信號的空間定位誤差.GW170817事件1.7 s后,Fermi衛(wèi)星上的GBM探測器在相同區(qū)域探測到了一個短伽馬暴[122?125],確切證實了短伽馬暴的致密星并合起源,并極大地提高了該次并合事件中有中子星參與的可能性.通過對引力波空間誤差范圍和距離范圍內(nèi)已知近鄰星系的小視場搜尋,位于智利Las Campanas天文臺的1 m口徑Swope望遠鏡率先在10.9 h后在星系NGC4993附近發(fā)現(xiàn)了一個光學(xué)暫現(xiàn)源(SSS17a)[126].星系NGC4993的距離與引力波信號的光度距離(40 Mpc)基本一致,支持了兩者之間的相關(guān)性.在發(fā)現(xiàn)SSS17a后的1 h內(nèi),還有其他5個小組也先后獨立做出了同樣的發(fā)現(xiàn),分別是DECam[127],DLT40[128],LCO[129],VISTA[130]和MASTER[131].隨后,總計70架紅外、光學(xué)、紫外望遠鏡包括中國南極天文中心安裝在南極冰穹的AST3望遠鏡陸續(xù)加入到后隨觀測中,為這個紫外-光學(xué)-紅外暫現(xiàn)源記錄下了十分豐富的觀測數(shù)據(jù)[130,132?147],詳細介紹見文獻[148].目前,這個暫現(xiàn)源被正式命名為AT2017gfo.

AT2017gfo的輻射至少在最初幾天表現(xiàn)出了良好的黑體輻射特征,峰值位于紫外光學(xué)波段[137,142].之后輻射慢慢進入近紅外,大概一個星期后光譜開始偏離黑體譜[130,133,143].因此,對于后期熱光度的估計,不同的文獻基于不同的假設(shè)可能給出截然不同的結(jié)果.但無論如何,人們發(fā)現(xiàn),如果僅用一套參數(shù),千新星模型無法完美解釋所有的AT2017gfo觀測結(jié)果.因此,在幾乎所有文獻的理論解讀中,人們大多采用了具有不同不透明度的兩個輻射成分相疊加的方案[135?136,139,149?151].這一方案與2013至2015年間建立起來的千新星標(biāo)準(zhǔn)模型是一致的,即由擠壓拋射物和盤風(fēng)貢獻早期藍色輻射,由潮汐拋射物貢獻后期紅色輻射.其中對盤風(fēng)成分的歸屬可能存在不同見解,因為紅色成分所要求的質(zhì)量較大,是潮汐拋射物單獨不能解釋的.最后,通過協(xié)調(diào)不同觀測小組之間的觀測定標(biāo)和利用最大數(shù)據(jù)量限制模型參數(shù),Villar等人從擬合角度發(fā)現(xiàn)3個輻射成分可以獲得更好的擬合結(jié)果[152],具體的參數(shù)為:藍色κ=0.5 cm2·g?1、Mej=0.016M⊙、v=0.27c;紫色κ=3 cm2·g?1、Mej=0.04M⊙、v=0.14c;紅色κ=10 cm2·g?1、Mej=0.009M⊙、v=0.08c,3個成分疊加的總質(zhì)量為0.065M⊙.無論如何,低不透明度拋射物成分的顯著存在,表明此次引力波事件應(yīng)該是兩個中子星并合的結(jié)果,并且并合后的中子星至少存在了一定的時間.比鐵族元素更高的不透明度以及具體的光譜特征也明確表明拋射物中存在r過程元素.

但是,盡管單純由放射性供能的模型看上去可以為AT2017gfo觀測提供較好的擬合結(jié)果,但擬合所需要的參數(shù)數(shù)值實際上仍然存在一些不盡合理的地方并指向了并合后中子星的長時間存在.首先,由于AT2017gfo峰值光度和峰值時間的限制,其拋射物的質(zhì)量被要求不得低于～0.06M⊙.考慮到雙中子星并合可能的事件發(fā)生率～1500 Gpc?3·yr?1[121],這一拋射物質(zhì)量很可能使得宇宙中r過程元素的豐度高于目前的觀測值[153].其次,對于雙中子星的并合而言,其實并不容易產(chǎn)生這么多的拋射物[145],除非并合產(chǎn)物是長時間存在的中子星并且驅(qū)動了很大的吸積盤風(fēng)[154?155].相對而言,動力學(xué)拋射物是次要的.再次,僅具有中等甚至較低數(shù)值的不透明度也強烈要求拋射物受到了并合后中子星中微子輻射的長時間照射.這里,還需要注意的是,在鑭系元素的形成受到抑制的同時,其他r過程元素的產(chǎn)量也會受到不同程度的抑制[55,72],因此對拋射物質(zhì)量的要求可能會進一步提高.最后,觀測給出的拋射物速度似乎比理論預(yù)期要高不少,至少對于盤風(fēng)成分而言.

從上面的分析來看,并合產(chǎn)物一定沒有馬上變成黑洞,而應(yīng)該是一個大質(zhì)量的中子星.不少人認(rèn)為,隨著星體的自轉(zhuǎn)減慢,這個中子星還是會非常快地塌縮為黑洞,并可以由此得到中子星的最大質(zhì)量[156?158].但是,一定程度上講這種觀點只是人們的一種主觀判斷,實際上并沒有證據(jù)可以排除這個大質(zhì)量中子星可以一直穩(wěn)定存在.相反,在長期存在的情況下,它能夠通過提供額外的能源供給使模型變得更為自洽.具體來說,一種情況是,AT2017gfo的所有輻射可能均由中子星供能,而拋射物仍然具有兩種主要的不透明度[159].這種情況下,拋射物的質(zhì)量可以遠低于0.01M⊙.另一種情況是,AT2017gfo具有混合型能源,即其早期輻射由放射性能源供給,而后期輻射則由中子星能源供給,這也可以適當(dāng)降低對拋射物質(zhì)量的要求[160].這里,中子星輻射成分的滯后是其全部能量均從拋射物底部開始擴散的自然結(jié)果.換句話說,拋射物總體上只要一個基本均勻的中等數(shù)值不透明度.該不透明度的造成可能是中子星中微子輻射和星風(fēng)X射線輻射電離效應(yīng)共同作用的結(jié)果.

當(dāng)然,無論是上述哪種情況,這個長期存在的中子星很可能具有較為奇特的物理屬性,比如具有～2.6M⊙以上的質(zhì)量,具有毫秒量級的旋轉(zhuǎn)周期,具有相對較低的磁偶極輻射光度～(1041?1042)erg·s?1(對應(yīng)于～(1011?1012)Gs的表面偶極磁場有效強度),并且其自轉(zhuǎn)減慢很可能由持續(xù)的引力波輻射主導(dǎo)等.這些特殊性質(zhì)將對中子星物理(如物態(tài)方程、磁場結(jié)構(gòu)等)提供強烈的限制[161].

8 結(jié)語

AT2017gfo的發(fā)現(xiàn)及其與GW170817引力波事件的聯(lián)合觀測翻開了多信使天文學(xué)研究的新篇章,也正式開啟了并合新星研究的新時代.在這樣一個時刻,溫故而知新.當(dāng)我們回顧過去數(shù)十年特別是過去20 yr的研究歷程,不難發(fā)現(xiàn),每一次重大理論創(chuàng)新的背后,無不有著觀測上獲得突破的深刻背景,從雙脈沖星系統(tǒng)的發(fā)現(xiàn)、伽馬暴余輝的發(fā)現(xiàn)、短暴余輝的發(fā)現(xiàn)、引力波探測器的成功升級、并合新星候選體的發(fā)現(xiàn)、再到AT2017gfo的發(fā)現(xiàn),莫不如此.而與此同時,理論研究對于天文觀測的指導(dǎo)意義也同樣舉足輕重.從GRB130603B事件到GW170817事件,不能不說已有的理論預(yù)期深刻地影響了人們對觀測結(jié)果的思考解讀方向,使得人們在觀測永遠存在局限哪怕是極為匱乏的情況下也能迅速揭示出其中蘊含的重大科學(xué)意義.窺一斑而見全豹,從并合新星的研究,使我們可以清楚地看到天文學(xué)科所具有的這種理論和觀測緊密結(jié)合、相輔相成的發(fā)展道路.

對AT2017gfo乃至GRB130603B等候選體的理論分析可能仍然存在著一些有待深入的地方,但只基于少量個體的認(rèn)識始終可能是帶有偏見乃至誤入歧途的.并且,毫無疑問,并合新星的研究并不是孤立的,它們與短伽馬暴及其余輝、引力波事件的關(guān)聯(lián)性,無論對于觀測還是理論而言都是至關(guān)重要的,相關(guān)問題可參見Geng等人最新的綜述[162].我們甚至還可以期待未來或許能夠觀測到由并合拋射物本身與星際介質(zhì)相互作用所產(chǎn)生的余輝輻射[163?167].無論如何,除了更加細致的理論模擬外,并合新星研究的未來無疑還要依靠更多的觀測、更快的觀測.令人感到振奮的是,我國正在大力推動或建設(shè)中的兩個雄心勃勃的暫現(xiàn)源全天候監(jiān)測項目(引力波事件高能電磁對應(yīng)體全天監(jiān)測器GECAM和光學(xué)司天工程)有望為整個天空留下一份寶貴的監(jiān)測記錄,將能夠幫助我們?nèi)グl(fā)現(xiàn)探測能力范圍內(nèi)的任何一次并合新星及成協(xié)短伽馬暴事件.

此外,借助于“慧眼”硬X射線調(diào)制望遠鏡(insight-HXMT)、中法空間變源監(jiān)視衛(wèi)星(SVOM)及其地面光學(xué)探測系統(tǒng)GWAC、愛因斯坦探針(EP)、X射線時變和偏振探測器(eXTP)等一系列暫現(xiàn)源捕捉設(shè)備,以并合新星等為代表的時域天文將很可能是中國天文學(xué)家逐鹿世界天文舞臺的一個重要方向.

致謝本文由作者在2018年暑期訪問香港大學(xué)物理系期間寫作完成,感謝鄭廣生教授的接待和討論.感謝李少澤和匿名審稿人對文章的仔細閱讀和修改,感謝劉建峰在文稿排版方面給予的幫助.