说说kilonova
Kilonova是最近在组会上频频听到的一个名词，在此考证介绍一番。简单说来，它指的是一种到现在为止还只存在于理论中的爆发式天文现象，因为其特征亮度是典型新星的1000倍，故名。因为这个名词暂时还没有官方的正式译名，本文姑且用英文称呼之。
说到kilonova的起源，就必须再重温一下伽玛暴的前身天体。时标长于2秒的长暴已经被敲定是源自大质量恒星坍缩了；而短暴公认的双致密星并合起源其实至今还只是理论猜想而已，并没有得到直接的观测证实，至于并合过程是否只能产生伽玛暴也还是存在争议的。无论短暴的前身星是双中子星还是中子星加黑洞的组合，根据现在的数值模拟研究结果，并合过程伴生的是富含中子的亚相对论性抛射物，随着抛射物的膨胀，其中会形成各种放射性同位素。由此在短暂的主暴过后，抛射物本身的放射性衰变过程有可能会驱动一种类似于超新星但光度更低的现象的出现。
双中子星并合过程的数值模拟结果，右下图中的外围红色区域表示并合过程后中心天体（即将坍缩形成黑洞）周边抛出的低温气体云。（图片来源：Ruffert and Janka 2001）
这种日后被称为kilonova现象是Li & Paczyński (1998)首先提出的，当时它的名字还是“微超新星”。称其“微”的原因在于，根据最初的粗略数量级估计，这一现象最高光度可以与明亮的超新星相当，为每秒1044尔格，但是整个过程的持续时标只有1天左右，远比普通的超新星为短。后来Metzger et al. (2010)又利用更为复杂的核反应网络以及基于Monte Carlo方法的辐射转移模拟，将此类事件的典型光度下降了3个数量级，对应V波段-14到-15等的绝对星等，相当于新星的1000倍，由此微超新星随之更名为kilonova。
抛射物本身可能有两个来源，一是双致密星在并合过程中因为潮汐相互作用而抛下的富中子物质，二是并合后的致密星吸积盘外流物。无论来源如何，这样的抛射物质量最多相当于太阳的十分之一，而速度是亚相对论级别的，在随后因膨胀导致的压强和密度骤减期间，足以发生快速中子俘获过程（r过程）。与镍-56放射性同位素衰变主导的Ia型超新星光变曲线不同，在双致密星并合的富中子抛射物背景下，镍元素的合成量相对较少，占据主导的是r过程产生的重核，如锑、碲、碘、氙等元素的同位素。这些重核在随后较长时标内会发生β衰变，由此带来热辐射。核反应过程的复杂性正是Li & Paczyński (1998)与Metzger et al. (2010)的结果相差若干数量级的原因之一，因为前者进行了过度的简化。
Kilonova的理论光变曲线，对应总抛射物质量为太阳的1%，抛射物速度为0.1倍光速。图中实线和点线分别对应不同的核衰变热化效率，而虚线是Li & Paczyński (1998)的简略模型给出的光变曲线形态供比较。（图片来源：Metzger et al. 2010）
Metzger et al. (2010)给出的kilonova光变时标倒是与先前的结果差异不大，如果忽略流量只看光变曲线形态，Li & Paczyński (1998)的结果实际上是不错的近似。只是较新的研究发现，kilonova光度达到峰值前后的颜色较前者更红更红，而且晚期存在明显的紫外吸收（可以归因为抛射物环境中的重元素束缚—束缚跃迁所致），峰值时间与流量很自然地也与抛射物的质量正相关。如果再考虑更重的镧系元素对吸收的贡献，整个kilonova的光谱甚至还要更红，光变时间也会增长。如果要搜寻kilonova，倒是可以利用峰值过后迅速红化这一特性。
Kilonova的探测要面临不小的挑战。如果要在短暴过后寻找成协的klionova，首先必须面对的是爆发本身余辉的干扰。一般来说，伽玛暴不论长短，大体都是余辉亮度与主暴正相关的。虽然kilonova亮度可能也是如此，但还是很可能被余辉所淹没。先前已经有人在GRB 070724A过后尝试搜索过Li & Paczyński (1998)预言的微超新星，还找到了一个主暴过后3小时内达到峰值光度的瞬变源。由于这个源颜色极红，它不大会是普通的伽玛暴余辉。若用kilonova的理论来解释它，最大的障碍在于核衰变加热的有效因子过高，因此这个瞬变源更有可能是在星际尘埃作用下红化的余辉。GRB 080503过后1天也出现了一个反常增量又快速衰减的瞬变源，与kilonova的预言吻合得很好，但钱德拉X射线天文台的观测表明，光学瞬变源的增亮与X射线余辉行为一致，因此它也不大会是真正的kilonova。至于其他若干爆发，现在只有上限约束而已。
幸运的是，与高度准直的伽玛暴相比，klionova是一种相对各向同性的现象。换句话说，为了观测到短暴，观测者的视线必须恰好平行于极端相对论性喷流；但是严重偏轴的观测者虽不能看到短暴本身，却仍有可能看到孤立的kilonova，因此大视场光学瞬变源搜索巡天最有希望看到这类现象的候选对象。为了将kilonova与其他瞬变源区分开来，除了借助红化行为之外，还可以以来富中子重核的吸收线进行判断。目前斯隆数字巡天发现的少量变源行为与kilonova的理论预言相符，但确切的探测还并没有出现。
双致密星并合后的系统结构示意，可见形成kilonova的抛射物分布的区域远宽于产生伽玛暴的喷流。（图片来源：Metzger & Berger 2012）
除此之外，klionova现象还是最有前景的引力波辐射源之一，其对应的引力波特征频率在千赫兹左右，是LIGO、VIRGO等地面探测器最适宜的目标。在LIGO完成升级之后，若能对引力波探测器的触发事件进行及时的后续观测，也有望为kilonova的研究带来更多的关键线索。当然，鉴于引力波探测器极低的定向能力，这样的后续观测要求仪器具有超大的视场。而为了配合1天的光变时标，及时的引力波信号处理也是必需的。
Kilonova事件如能得到证认，对理论研究的影响也是深远的。除了帮助人们检验短暴前身星理论、更好地了解致密星并合过程之外，它还有望成为搜寻捉摸不定的伽玛暴孤儿余辉的媒介。随着PTF、LSST等大型宽视场巡天项目的上马，真正找到kilonova可能也是指日可待的事情了。
参考资料：
[1] Li, L.-X. & Paczyński, B., 1998, Astrophysical Journal, 507, L59
[2] Metzger, B. D., et al., 2010, Monthly Notice of the Royal Astronomical Society, 406, 2650
[3] Metzger, B. D. & Berger, E., 2012, Astrophysical Journal, 746, 48
