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摘要：中子星-中子星或中子星-黑洞的并合可以导致强烈的高频引力波辐射，同时它们也可以通过向外抛射物质发出多种类型的电磁辐射信号，因而是当前多信使天文学研究的主要对象之一。在各种电磁辐射信号中，由抛射物所发出的热辐射被称为千新星，或可更广义地称为并合新星，其能量来源主要是抛射物中放射性重元素的衰变和中心并合产物的持续能量输出（如自转能损）。这种现象最早由Li & Paczynski在1998从理论上预言提出，并最终在2017年的引力波事件GW170817中被观测证实。千新星（并合新星）观测在GW170817事件中发挥了关键性的电磁对应体作用，帮助人们精确定位引力波信号、证认其天体物理起源乃至限制并合产物的性质。本文将从宇宙中重元素的起源这一研究背景出发，循着历史发展的脉络，分别对千新星（并合新星）模型的提出、发展、并合产物的性质、相关候选体的发现以及GW170817引力波事件等不同的研究阶段和研究专题进行简要的回顾，以梳理这一方向上研究思路的历史变迁，展现理论和观测的相互作用对研究进程的影响和促进。

1.     引言

中子星-中子星或中子星-黑洞双星系统发生并合的时候，可以通过潮汐、碰撞挤压、吸积反馈等过程向外抛射物质，这些物质常常具有丰中子的属性从而可使大量比铁更重的元素得以通过快中子俘获过程（r过程）而形成，成为宇宙中大部分超铁元素的主要产地。与此同时，这些放射性重元素的衰变以及中心并合产物（特别是大质量中子星）可能的持续能量释放将使并合抛射物显著加热。千新星便是由加热后的并合抛射物所发出来的一种热辐射，观测上具体表现为一种紫外-光学-近红外波段的暂现源现象，光变典型时标在天到星期的量级，光度则决定于能源的具体属性。千新星也可以被更广义地称为并合新星（见第5节），为尊重历史发展和方便读者理解，本文将根据上下文混用这两个名称。作为致密星并合的一个后续过程，千新星（并合新星）辐射自然成为了此类引力波事件的一种重要电磁对应体。

有关千新星（并合新星）的理论预言最早在1998年被首次提出，其模型框架在2010年得到了关键性的完善和实质性的补充，并在随后数年内获得了快速的发展和多方面的深化（比如对r过程元素的合成和衰变加热率、不透明度和辐射转移、抛射物成分组成、并合产物性质和能量输出等问题的理论分析和数值模拟）。特别是从2013年起，随着理论研究的深入，观测方面也陆续取得了一些突破性的进展，发现了一些可能的候选体（如GRB130603B事例），极大地提升了人们对这一研究方向的关注度。最终，在2017年，伴随着双中子星并合引力波信号（GW170817）的首次发现，人们成功观测到了与引力波信号相伴随地千新星（并合新星）辐射，从而确切证实了这一项理论预言。相关观测在定位和证认引力波源、揭示并合抛射物性质、确认宇宙中r过程元素起源、以及限制并合产物及致密物质物态等方面发挥了关键性的作用，淋漓展现了引力波电磁对应体研究的重大科学价值。毫无疑问，千新星（并合新星）这种全新的天文现象，将是未来引力波电磁对应体监测和光学暂现源巡天最为重要对象之一。

本文将简要回顾千新星（并合新星）研究历程中的一些重要背景和关键进展，以展现这一方向上的研究思路变迁及其内在缘由，展现天文学理论和观测研究的相辅相成。读者也可参考其它相关综述性文章，如Berger (2014)，Fernández & Metzger (2016)，Metzger (2017a,b)等。

2.     宇宙中重元素的起源

宇宙中存在着百余种不同的化学元素以及为数众多的不稳定的同位素。这些元素来自何方？它们又是如何形成的？对这些问题的终极思考，最终必将溯及整个宇宙的起源问题。1915年，Einstein提出了广义相对论，并于两年后发表了《基于广义相对论的宇宙学考虑》一文，开启了现代宇宙学的大门。1929年，Hubble通过对螺旋星云（河外星系）的红移测量和造父变星测距发现了哈勃定律，显示宇宙正处于膨胀状态。二次世界大战后，Gamow和Alpher等人开始在膨胀的宇宙框架下考虑元素的合成问题，并于1948年做出了详细的理论计算，试图一次性解释现在宇宙中各种元素的丰度（根据太阳系内观测），但这需要对初始条件进行特殊的设置（Gamow1948；Alpher et al. 1948）。对于这个被称之为大爆炸核合成或原初核合成的理论，目前一致认为，大爆炸阶段能够合成的其实几乎只有氢、氦、锂以及氢的同位素这些最轻的元素，其中前两者占比超过99%。

人们很快意识到，宇宙中的元素应该不是一次性合成的，发生在恒星内部持续的核合成过程将可能对宇宙中重元素丰度的塑造发挥重要的作用，因为恒星至少可以通过持续的物质抛射和超新星爆发等反馈机制改变星际介质种的元素丰度。1957年，Burbidge夫妇、Fowler和Hoyle四人（B²FH）成功建立了恒星核合成理论，以解释宇宙中元素丰度曲线的诸多特征（Burbidge et al. 1957）。同年，Cameron (1957)也发表了类似的工作。B²FH理论详细考虑了发生在恒星中的氢燃烧、氦燃烧、alpha粒子俘获、电子俘获、质子俘获、慢中子俘获和快中子俘获（r过程）等一系列核反应过程，其中特别是r过程的提出对形成超铁元素具有至关重要的作用。Fowler也因相关的研究而获得了1983年的诺贝尔物理学奖。但是，所谓r过程，意即原子核俘获自由中子的时间要远短于原子核本身衰变时标的反应过程，往往要求该过程发生在中子丰度非常高的条件下（对应电子丰度Y_e<0.2）。在恒星内部，这种丰中子条件也许可以通过C13(a,n)O16和Ne21(a,n )Mg24这样的反应在局部实现，但总体上仍然是非常困难的。

因此，大量的r过程被首先认为更有可能发生在恒星的超新星爆发过程中。特别是在上世纪90年代，人们普遍相信，超新星爆发过程中诞生的原中子星可以驱动由中微子加热的高熵的星风，那里应该是最可能的r过程发生场所（比如Woosley et al. 1994；Takahashi et al. 1994）。不过，2000年之后，更详细的计算发现原中子星星风几乎不可能同时满足丰中子和高熵两个性质，因此最多只能形成原子质量数A<110的元素（比如Martnez-Pinedo et al. 2012；Roberts et al. 2012；Wanajo et al. 2011），除非加入一些极为特殊的假设（Winteler et al. 2012）。

那么，作为另一种可能，Lattimer & Schramm (1974)曾提出在一个中子星和一个黑洞发生碰撞的过程中，由于碰撞之前的潮汐作用，离心力将会使质量十分可观的物质（他们粗略估计为0.05个太阳质量）以极高的速度被抛射出来。这种抛射物因为直接来自于中子星而具有天然的丰中子性质（电子丰度Y_e~0.1），将是发生r过程的理想场所。类似的现象同样可能出现在中子星-黑洞双星系统发生灾难性并合的过程中（Lattimer & Schramm 1976）。1975年，Hulse & Taylor发现了第一个双脉冲星系统（并间接证明了引力波的存在，获得了1993年诺贝尔物理学奖），极大地提升了对致密星并合事件进行研究的现实意义和必要性。很快，Symbalisty & Schramm (1982)便讨论了双中子星并合和r过程元素起源的相关性。不过，对这些并合过程所能够产生的抛射物进行精确的性质描述始终是半解析模型所无法完成的，有赖于更为强大的计算机数值模拟，这一步一直要到上世纪90年代才得以实现。有关抛射物性质的流体力学模拟结果最早由Davies et al. (1993)，Ruffert et al. (1997)和Rosswog et al. (1999)给出。在这些基础上，Freiburghaus et al. (1999)则进一步计算了发生在抛射物中的核反应过程，并将其数值结果（r过程元素丰度分布）与实际观测数据进行了比较，第一次直观显示了致密星并合方案对理解宇宙中r过程元素起源的重要价值。

3.     千新星模型的提出和建立

致密星的并合特别是双中子星的并合除了可能合成大量r过程元素外，还可能导致其它多种天文观测效应。比如，自1973年首次公布伽马射线暴的发现以来，人们在很长一段时间内对这种奇特天文现象的起源都毫无头绪。而基于宇宙学起源假设，Blinnikov et al. (1984) 和Paczynski (1986)最早将它们（目前认为主要是短时标的伽马暴）和双中子星并合联系起来。之后，Eichler et al. (1989)首次系统性地分析了双中子星并合可能引起的多种天文效应。他指出当一颗中子星的物质被另外一颗吸积的时候，引力势能的释放将导致大量的中微子辐射（很可能偏向于垂直旋转平面的方向）。因此，来自于两个星体的正反电子中微子将相互碰撞产生正负电子对，进而与次生光子耦合形成一个火球。该火球演化最终可产生伽马暴辐射。基于伽马暴和引力波事件的可能成协，Eichler et al. (1989)进一步提出可以通过伽马暴的观测事件率和r过程元素丰度的观测限制来限制双中子星的并合率，从而为引力波探测率的估计提供依据，同时也可通过自洽性来验证r过程元素的起源假说。Eichler et al. (1989)所提出的这一系列观点，均被后来的观测所一一证实，尽管某些物理细节可能存在一些差异。不过，此处仍然有一个重要的问题没有引起足够的重视，那就是双中子星并合中形成的r过程元素是否可能具有某种更为直接的观测效应？

这个问题一直要到伽马暴余辉被发现后（Costa et al. 1997; van Paradijs et al. 1997; Galama et al. 1997），才被Li & Paczynski提出来加以认真考虑（Li & Paczynski 1998）。他们认为中子星-中子星或中子星-黑洞并合产生的大量r过程元素一定是很不稳定的，它们会以各种时标进行放射性衰变。因此，类似于⁵⁶Ni和⁵⁶Co衰变会导致超新星辐射一样，致密星并合也很可能会产生一个显著的光学暂现源辐射，可将其作为引力波事件的一个电磁对应体信号。不过，对于具体的计算而言，这里存在两个主要的不确定因素：一个是r过程元素的种类及其比例分布情况，另一个是每种元素衰变时可以有多少能量被释放。Li & Paczynski (1998)假设各种元素的数目相对于它们衰变时标的对数具有平权的分布，并假设所有元素具有一个相同的能量释放效率因子f，从而为并合抛射物给出了一个总的放射性加热率fM_ejc²/t，其中M_ej是抛射物的质量，c是光速，t是时间。在此基础上，再考虑抛射物的绝热膨胀和辐射损失，他们最终得到了抛射物的热辐射光变曲线。结果显示，对应于抛射物的质量0.01M_sol，速度0.3c以及不透明度kappa=0.2cm²g^-1，辐射的峰值将出现在一天左右。同时，依据通常的核反应能量释放效率，他们取f的特征值为0.001，从而得到辐射的峰值光度高达10⁴⁴erg s^-1，对应温度2.5万度（辐射主要在紫外波段）。这个辐射信号比普通的超新星更亮更热，且变化更快，因此这项工作预言了一种全新的天文现象，开创了一个新的研究方向。

2005年，Swift卫星首次观测到了短伽马暴（被认为是起源于致密星并合的伽马暴）的X射线余辉（Fox et al. 2005；Hjorth et al. 2005；Berger et al. 2005），实现了对短暴的精确定位，从而引导了后随的紫外光学观测。但是，并没有发现Li & Paczynski (1998)所预言的这个明亮紫外光学信号，其原因在于1998年时Li & Paczynski尚缺乏可作为参数取值依赖的关于抛射物性质的数值模拟结果，而过分高估了r过程元素能量释放的效率。但是，即使在之后的十余年时间里，也一直没有人尝试去把相关数值模拟结果引入到Li & Paczynski的模型当中，甚至是一般性的模型发展都很少。仅有Kulkarni在2005年的时候做了一些发散性的探讨，比如讨论了中子衰变的影响，还讨论了双中子星并合后可能产生一个大质量中子星的情况。在Kulkarni (2005)一文中，他建议将抛射物的热辐射命名为巨新星（macronova）。

进入2010年代，随着引力波探测器LIGO和Virgo的升级，引入波探测的实现逐渐成为一件似乎指日可待的事情。但是，因为引力波探测器的空间定位能力较差，迫切需要与之伴随的电磁辐射提供定位信息以及天体物理起源证认，因此人们对引力波电磁对应体的研究热情日益高涨。短伽马暴便是人们讨论最多的一种电磁对应体。但是，由于短伽马暴辐射的高度准直性，人们对是否有很大的机会同时观测到引力波和短伽马暴不无担心。退而求其它，人们希望存在其它基本不具方向性的电磁辐射，这时Li & Paczynski (1998)的工作开始受到重视。为此，Metzger et al. (2010)一方面基于Rosswog et al. (1999)给出的抛射物密度、温度、电子丰度、种子原子核类型等的分布，利用r过程动态网格计算方法，得到了抛射物放射性能源的时间演化（的确表现为幂律衰减的形式，t^-1.3）。另一方面，利用Kasen et al. (2006)开发的动态辐射转移程序计算了辐射产生的多波段光变曲线。相比于Li & Paczynski (1998)的半解析结果，Metzger et al. (2010)发现重元素衰变的能量释放效率f很低，仅为10^-6量级，因此辐射的峰值光度只有几倍于10⁴¹erg s^-1，辐射主要在光学波段。这个光度大概是中子星爱丁顿光度的一千倍，因此Metzger et al. (2010)建议将这种光学辐射命名为千新星（kilonova）。Metzger et al. (2010)的计算结果和半解析结果的对比表明，辐射后期的光谱将会明显偏离黑体辐射近似。但同时，这个对比也表明，半解析方法在总体上能够反映辐射的主要特征，是一种简便合理的近似计算方法。

4.     千新星模型的完善和发展

在千新星模型正式建立之后，随后几年有多个小组在流体动力学抛射、核合成反应以及辐射转移等课题上开展了深入广泛的研究，特别是在2013年达到了一个研究的高潮。比如，考察了中子星物态以及质量比对抛射物性质的影响，考察了激波加热和中微子照射对核合成过程的影响等（Roberts et al. 2011；Goriely et al. 2011；Korobkin et al. 2012；Bauswein et al. 2013；Wanajo et al. 2014）。此外，还揭示了一些非常重要的物理效应和过程，将显著改变千新星的辐射特征。

Kasen et al. (2013)提出当r过程可以跨过位于原子质量数A=130的第二个丰度峰值的时候，并合抛射物中将出现相当数量的镧系和锕系元素，它们具有非常复杂的价电子结构。通过计算这些元素的上千万条原子跃迁谱线的发生率，Kasen et al. (2013)发现抛射物的不透明度将主要决定于这些元素离子的束缚-束缚跃迁过程，导致紫外光学波段的不透明度高达~10-100cm²g^-1的量级，远高于由铁族元素组成的物质（比如普通的超新星抛射物）。随后，Barnes & Kasen (2013)计算了相应的辐射光谱和光变曲线，由于更高的不透明度阻碍了辐射的扩散，辐射峰值出现的时间将被显著滞后（约为一个星期）。此时，辐射光球面积也已显著扩大，因此主要辐射波段将从可见光转移到红外波段（这可能对红外望远镜提出了挑战）。在这篇文章中，他们还粗略考虑到，并合产生的抛射物除了由于潮汐动力学作用产生的部份外，吸积盘的盘风（外流）也可能贡献一个质量相当的成分。由于中微子照射导致中子的beta衰变，盘风的电子丰度可能较大（Y_e>0.4），因此不利于r过程的发生。但是，如果它可以合成较大质量的Ni⁵⁶（如Metzger et al. 2008）其不透明度则由铁族元素决定的话，那么它将能够贡献一个峰值出现在一天左右的额外辐射成分。同年，Tanaka & Hotokezaka (2013)还进一步考察了所有r过程元素对抛射物不透明度的贡献及对辐射造成的影响。

并合发生后，在并合产物的周围会存在一个质量为10^-3-0.1M_sol的物质环。中心天体对这些物质的快速吸积，一直被认为是驱动短伽马暴的引擎机制。不过，由这个吸积所导致的具体的能量释放和物质外流过程应该比Barnes & Kasen (2013)考虑的更为复杂。（1）在最初的0.1s内，来自吸积盘和中心大质量中子星（如果存在）的中微子辐射将加热吸积盘表面的物质，形成盘风（McLaughlin & Surman 2005；Metzger et al. 2008；Dessart et al. 2009；Kizivat et al. 2010；Wanajo & Janka 2012）。这个由中微子驱动的盘风，电子丰度较高Y_e~0.3-0.4，无法合成原子质量数A>130的元素，但可能合成一定质量的50<A<130元素（但没有⁵⁶Ni ；Surman et al. 2008；Rosswog et al. 2014；Grossman et al. 2014；Perego et al. 2014）。不过，由于中微子将主要沿着光深较小的方向（轴向）逃逸，所以对赤道方向上物质的影响较小。（2）大概1s时，由于粘滞耗散和alpha粒子与自由核子的复合将进一步加热吸积盘（从10ms开始就逐渐超过中微子加热），可能驱动更加强烈的物质外流（约占吸积物质的百分之几；Lee & Ramirez-Ruiz 2007；Beloborodov 2008；Lee et al. 2009；Metzger et al. 2009）。这个外流具有较低的电子丰度Y_e~0.2，可使r过程有效发生，因此它的性质与潮汐动力学成分可能差别不大，最大的不同是盘风中可能出现1%的氦物质（Fern&acute;andez & Metzger 2013）。不过，这些结论实际上与并合后产生的大质量中子星的存在时间高度相关。一方面，中子星中微子的加热效应会提高吸积盘外流的质量。另一方面，只要中子星的存在时间超过了0.1s，中子星的中微子辐射就可以有效提升盘风的电子丰度，抑制镧系元素的生成，从而降低不透明度（Metzger & Fern&acute;andez 2014；Martin et al. 2015）。不过，A<130的元素仍然可以大量合成。因此，总的说来，由于轴向（主要是30度内）盘风很可能的低不透明性，在由潮汐动力学成分和赤道盘风成分贡献的偏红色辐射出现之前，可能存在一个偏蓝色的辐射成分，峰值时间约在1天左右（该辐射成分与模型最初的预言一致）。

对于两个中子星并合的情况，除了潮汐动力学抛射物和吸积盘盘风外，两个中子星碰撞的一刹那，在其接触面发生的挤压作用将产生一对强大的激波，也可以加热相当一部分物质。在热压作用下，这些物质将沿着垂直轨道平面的方向抛射（Oechslin & Janka, 2006；Hotokezaka et al., 2013；Bauswein et al., 2013）。由于激波加热和中微子照射，轴向动力学抛射物的电子丰度可能较大（比如Y_e>0.25； Wanajo et al., 2014；Goriely et al., 2015；Sekiguchi et al., 2016；Radice et al., 2016），因此它的镧系元素产量应该也是非常低的，具有蓝色辐射的特性。当然，如果并合产物从一开始就变成了黑洞的话，那么这个轴向的动力学抛射物也有可能不会出现（Shibata & Taniguchi, 2006）。

经过上述这些研究，人们在当时逐渐形成一个共识，即千新星辐射可能包含一个一天左右的蓝色辐射成分和一个一星期左右的红色辐射成分（Kasen et al. 2015）。而蓝色成分的出现，无论是盘风还是挤压抛射物，都要求并合产物至少在一段时间内是中子星，而不是瞬时形成的黑洞。因此，原则上，我们可以通过观测蓝色成分与红色成分的比例来限制中子星存在的时间。不过，考虑到潮汐抛射物的速度往往是最大的，因此红色成分很容易遮挡蓝色成分。蓝色成分要能够被看到，要求观测方向不能太靠近系统的赤道面。

5.     并合产物和中心能源

基于现有的物理理论，人们对双中子星并合产物的认识仍然存在很大的不确定性，一个关键的考察指标是中子星（广义概念）的质量上限。考虑到并合后星体的快速旋转，其最大极限质量可以考虑为M_max=bM_TOV，其中M_TOV是静态中子星的质量上限、系数b则决定于旋转的频率以及是否存在较差旋转。将并合产物的质量记为M_rem，若M_rem>M_max，则并合产物直接为黑洞。若M_TOV<M_rem<M_max，则中子星将短暂存在一段时间。具体而言，由较差旋转支撑的中子星常被称为极大质量（hypermassive）中子星，而由均匀旋转支撑的中子星则称为超大质量（supramassive）中子星。最后，若M_rem<M_TOV，则中子星将长期稳定存在。考虑到并合产物对抛射物性质的显著影响，人们相信可以通过对千新星的观测来限制中子星的质量上限，从而对其物态做出限制。

这一研究思路实际上早在千新星被观测之前就已经被大量讨论。1998年，Dai & Lu (1998a,b)提出，伽马暴的暴后产物如果是中子星的话，该中子星的自转能损将为伽马暴抛射物持续注入能量，从而使其早期余辉辐射的衰减变缓。这种预言中的余辉变平特征从2005年开始被Swift卫星大量观测到，特别是在短伽马暴的余辉中也同样被发现（Zhang 2006）。与此同时，Swift还在短暴X射线余辉中发现了显著的耀发现象，表明并合产物可以存在长期的活动性，可以视为是其中子星属性的一个强硬证据（Dai et al. 2006；Gao & Fan 2006）。于是，后来有更多的研究基于短暴余辉观测进一步探讨了并合后中子星的可能性质，指向于它们很可能是一种具有毫秒旋转周期的高度磁化中子星（磁星；Lyons et al. 2009；Yu et al. 2010；Rowlinson et al. 2010, 2013；Bucciantini et al. 2012；Gompertz et al. 2013, 2015；Lü et al. 2015）。

与短暴相关的中子星研究，实际上着重强调了其作为长期能源的重要属性。这种效应当然也可能对并合抛射物的辐射造成影响。Kulkarni (2005)讨论了这种的效应，但是他所采用的中子星自转频率 (~10Hz）较低，不太符合双中子星并合产物的性质。之后，Yu et al. (2013)对并合后产生的毫秒磁星对并合抛射物动力学和辐射的影响开展了详细的模型研究。不同于光学薄的伽马暴喷流物质，并合抛射物的质量较大，在相当一段时间（一天到一个星期）内是光学厚的。因此，从中子星注入到抛射物的能量将被首先热化，导致并合抛射物的热辐射，其光度可能显著高于10⁴¹erg s^-1，甚至达到与超新星相当的程度。当然，考虑到中子星参数包括其存在寿命的不确定性，统计上辐射光度应该会分布在一个比较宽的变化范围内。因此，Yu et al. (2013)建议将抛射物的热辐射重新命名为一个更为中性的称呼：并合新星（mergernova），其中可包含由放射性能源主导的部分（作为一种子类型，仍可称为千新星）。

中子星能源的主要来源是其自转能的损失，但具体的能量释放和注入过程是复杂的。原则上来讲，中子星的自转减慢将首先驱动一个携带大量正负电子对的坡印廷外流。坡印廷流中发生的磁重联将逐渐加速物质，使其形成具有相对论性速度的星风。该星风打到并合抛射物的底部，将形成一对正反激波（Li & Yu 2016；Siegel & Ciolfi 2016）。其中反向激波向内运动热化星风物质，正向激波在抛射物中传播并最终从抛射物表面穿出，在星风光度足够高的情况下可能产生可观测的X射线激波突破辐射（Li & Yu 2016）。在相对更长的时标上，从星风与抛射物的接触面开始，已被热化的星风的热量将通过热传递逐渐向抛射物外部扩散。在接触面两边形成力学平衡，在抛射物中形成热梯度。与此同时，星风粒子还可能直接发出非热辐射，产生非热光子进入抛射物后也将被吸收。这些非热光子若主要集中在X射线波段，则将逐步使抛射物中的原子电离（Metzger & Piro 2014）。

近来Ma et al. (2018)和Song et al. (2018)等考虑在并合产生黑洞的情况下，如果存在一定的回落吸积过程，那么吸积的反馈机制也将可能为并合抛射物提供额外的能源。但是，由于吸积的时标一般显著短于热扩散时标，这种能源造成的热辐射将具有非常快速的衰减，后期的辐射很可能仍由放射性能源主导。

6.     发现候选体

2013年不仅是千新星理论获得大发展的一年，也是千新星观测的突破年。2013年6月3日，Swift卫星上的BAT探测器被短暴GRB 130603B触发，该暴的瞬时辐射时间为0.18 s。一周后，在该暴发生的位置，哈勃望远镜发现了一个明亮的近红外辐射源。相比于理论预期的GRB 130603B近红外余辉，该近红外源的辐射流量具有显著的超出，因而被认为是千新星辐射的一个重要信号（Tanvir et al. 2013；Berger et al. 201）。尽管如此，其能源是否就是放射性重元素的衰变是有待商榷的，因为 GRB 130603B的X射线余辉在最初1000 s具有明显变平的特征，说明暴后中子星的能量注入很可能发挥了重要作用。因此，相应的近红外超出辐射也很有可能是中子星供能的并合新星辐射（Fan et al. 2013）。2016年，Troja et al. 报道，GRB 140903A的余辉中也出现了额外的光学红外暂现源信号，与GRB 130603B的情况非常类似的。

实事求是的讲，2013年人们对GRB 130603B事件的关注及对其近红外超出辐射的理论解释，一定程度上是当年千新星理论研究高潮影响下的一个结果。因此，在此之前的历史观测中，很有可能存在类似的观测事例，但未能引起足够的重视。因此，紫金山天文台的一个研究小组，对短伽马暴的历史数据开展了系统性性的回顾审视，相继发现了两个类似的观测结果：GRB 060614 （Jin et al. 2015；Yang et al. 2015）和GRB 050709 （Jin et al. 2016），在它们的红外光学余辉中都出现了热辐射成分的超出。另一方面，基于中子星作为能源的考虑，星风的X射线辐射（如有）在并合抛射物逐渐变为光学薄后将可能被直接观测到，即在红外光学超出辐射的同时，可能出现X射线的光变鼓包。根据这一特点，Gao et al. (2015；2017)发现了更多的并合新星可能候选体： GRB 050724，GRB 061006，GRB 070714B，GRB 080503。

考虑到并合新星（千新星）辐射的近似各向同性和短伽马暴辐射的方向性，理论上将能够观测到独立的并合新星（千新星）辐射现象，而不与短伽马暴成协。随着一些快速响应的光学巡天项目的开展（如ROTSE、Pan-STARSS、PTF等），Drout et al. (2014)、Vinko et al. (2015)相继报道了一些非常明亮的又具有快速光变特征的光学暂现源。它们可能是一类非常奇特的超新星（如包层被深度剥离的恒星的爆发），但也很有可能就是由新生中子星驱动的并合新星辐射（Yu et al. 2015）。类似的现象近年来还在不断地被发现（Pursiainen et al. 2018；Rest et al. 2018；Prentice et al. 2018）。

7.     GW170817事件

从2015年9月14日美国的激光干涉引力波天文台（LIGO）探测到第一例双黑洞并合引力波事件开始，人们正式进入了具有引力波探测能力的多信使天文学时代（Abbott et al. 2016）。2017年8月17日，LIGO探测到了第一例双中子星并合的引力波事件，严格地讲，是两个具有中子星质量的致密天体的并合（Abbott et al. 2017a）。此事件发生时，欧洲的Virgo引力波探测器也已处于工作状态，其零探测结果帮助人们大大缩小了对该次引力波信号的空间定位误差。GW170817事件1.7 s后，Fermi卫星上的GBM探测器在相同区域探测到了一个短伽马暴（Abbott et al. 2017b；Goldstein et al. 2017；Savchenko et al. 2017；Zhang et al. 2017），极大地提高了该次并合事件中有中子星参与的可能性。通过对引力波空间误差范围内已知近邻星系的小视场搜寻，位于智利Las Campanas天文台的一米口径Swope望远镜率先在10.9小时后在星系NGC4993附近发现了一个光学暂现源（SSS17a；Coulter et al. 2017）。星系NGC4993的距离与引力波信号的光度距离（40Mpc）基本一致，支持了两者之间的相关性。

在发现SSS17a后的一个小时内，还有其它五个小组也先后独立做出了同样的发现，分别是DECam（Allam et al. 2017），DLT40（Yang et al. 2017），LCO（Arcavi et al. 2017），VISTA（Tanvir et al. 2017）和MASTER（Lipunov et al. 2017）。随后，更多的（总计70架）红外、光学、紫外望远镜包括我国南极天文中心的AST3望远镜陆续加入到后随观测中，为这个光学暂现源记录下了十分丰度的观测数据（Andreoni et al. 2017；Chornock et al. 2017；Covino et al. 2017；Cowperthwaite et al. 2017；Drout et al. 2017；Evans et al. 2017；Hu et al. 2017；Kasliwal et al. 2017；Kilpatrick et al. 2017；Nicholl et al. 2017；Pian et al. 2017；Shappee et al. 2017；Smartt et al. 2017；Soares-Santos et al. 2017），见Abbott et al. (2017c)概述。目前，这个光学暂现源被正式命名为AT2017gfo。

AT2017gfo的辐射至少在最初几天表现出良好的黑体辐射特征。大概一个星期后，辐射光谱慢慢偏离黑体谱，因此对于后期热光度的估计，不同的文献基于不同的假设可能给出截然不同的结果。但无论如何，仅用一套参数，是无法完美解释所有观测结果的。因此，在普遍的理论工作中，人们大多采用了具有不同不透明度的两个辐射成分相叠加的方案。这一方案与2013至2015年间建立起来的千新星标准模型是相一致的，即由挤压抛射物和盘风贡献早期蓝色辐射，由潮汐抛射物贡献后期红色辐射（具体的辐射成分分配在个别文献中有所不同，如Kasen et al. 2017）。不过，Villar et al. (2017)通过协调不同观测小组之间的观测定标，利用最大的数据量限制了模型参数，从拟合角度发现三个辐射成分可以获得更好的拟合结果。

需要指出的是，尽管定性上单纯由放射性供能的模型可以为AT2017gfo观测提供较好的拟合结果，但拟合所需要的参数在定量上却仍然存在一些不尽合理的地方。一方面，由于AT2017gfo的峰值光度和峰值时间的限制，抛射物的质量不得低于0.06M_sol，这对于双中子星的并合而言其实是不容易实现的，除非并合产物是长时间存在的中子星。并且，考虑到双中子星并合的可能事件率1500Gpc^-3yr^-1，这一较大的抛射物质量也很可能使得宇宙中r过程元素的丰度高于目前的观测值（Wang et al. 2017）。另一方面，如果抛射物质量的确有这么大，那么它的不透明度就应该只具有中等甚至较低的数值。这又与潮汐抛射物中可以形成大量镧系元素的预期不一致，除非抛射物主要来自于盘风且受到了中子星中微子辐射的长时间照射。但是，需要注意的是，在镧系元素的形成受到抑制的同时，其它r过程元素的产量也会受到不同程度的抑制（Grossman et al. 2014; Wanajo et al. 2014; Lippuner & Roberts 2015），因此对抛射物质量的要求可能会进一步提高。

鉴于放射性供能模型面临的上述困难，额外的能源供给看上去是必不可少的，那么并合后存在稳定中子星的方案便成了一种非常自然的选择，可使得相关的物理图像变得自洽。一种情况是，AT2017gfo的所有辐射可能均由中子星供能，而抛射物仍然具有两种主要的不透明度（Li et al. 2018）。这种情况下，抛射物的质量可以远低于0.01M_sol。另一种情况是，AT2017gfo具有混合型能源，即其早期辐射由放射性能源供给，而后期辐射则由中子星能源供给。中子星辐射成分的滞后是其全部能量均从抛射物底部开始扩散的自然结果（Yu et al. 2018）。换句话说，抛射物总体上只要一个基本均匀的中等数值不透明度。该不透明度的造成是中子星中微子辐射和星风X射线辐射电离效应共同作用的结果。

当然，无论是上述哪种情况，这个长期存在的中子星很可能具有较为奇特的物理属性，比如具有2.6倍太阳质量以上的质量，具有毫秒量级的旋转周期，具有相对较低的磁偶极辐射光度10⁴¹-10⁴²erg s^-1（对应于10¹¹-10¹²G的表面偶极磁场有效强度），并且其自转减慢很可能由持续的引力波辐射主导。这些特殊性质将对中子星物理提供强烈的限制（Ai et al. 2018）。

8.     结语

AT2017gfo的发现及其与GW170817引力波事件的联合观测翻开了多信使天文学研究的新篇章，也正式开启了并合新星研究的新时代。在这样一个时刻，温故而知新。当我们回顾过去数十年特别是过去二十年的研究历程，不难发现，每一次重大理论创新的背后，无不有着观测上获得突破的深刻背景，从双脉冲星系统的发现、伽马暴余辉的发现、短暴余辉的发现、引力波探测器的成功升级、并合新星候选体的发现、再到AT2017gfo的发现，莫不如此。而与此同时，理论研究对于天文观测的指导意义也同样举足轻重。从GRB 130603B事件到GW170817事件，不能不说已有的理论预期深刻地影响了人们对观测结果的思考解读方向，使得人们在观测永远存在局限哪怕是极为匮乏的情况下也能迅速揭示出其中蕴含的重大科学意义。窥一斑而见全豹，从并合新星的研究，使我们可以清楚的看到天文学科所具有的这种理论和观测紧密结合、相辅相成的发展道路。

对AT2017gfo乃至GRB 130603B等候选体的理论分析可能仍然存在着一些有待深入的地方，但只基于少量个体的认识始终可能是带有偏见乃至误入歧途的。并且，毫无疑问，并合新星的研究并不是孤立的，它们与短伽马暴及其余辉、与引力波事件的关联性，无论对于观测还是理论而言都是至关重要的，相关问题可参见Geng et al. (2018)的最新综述。我们甚至还可以期待未来或许能够观测到由并合抛射物本身与星际介质相互作用所产生的余辉辐射（Nakar & Piran 2011; Metzger & Berger 2012; Gao et al. 2013; Wang & Dai 2013; Wu et al. 2014）。无论如何，除了更加细致的理论模拟外，并合新星研究的未来无疑还要依靠更多的观测、更快的观测。令人感到振奋的是，我国正在大力推动或建设中的两个雄心勃勃的暂现源全天候监测项目（引力波事件高能电磁对应体全天监测器GRCAM和光学司天工程）将有望为整个天空留下一份宝贵的监控记录，将能够帮助我们去发现目力可及范围内的任何一次并合新星事件。此外，借助于“慧眼”硬X射线调制望远镜（insight-HXMT）、中法空间变源监视卫星（SVOM）及其地面光学探测系统、爱因斯坦探针（EP）、X射线时变和偏振探测器（eXTP）等一系列暂现源捕捉设备，以并合新星等为代表的时域天文将很可能是中国天文学家逐鹿世界天文舞台的一个重要方向。

致谢

本文受到了国家自然科学基金（基金号：11473008）的资助。

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