雙中子星合併的過程以及餘暉持續的時間有多久？為什麼不同波段的餘暉持續時間不一樣呢？

今天，LIGO 宣布觀測到了第一例雙中子星合併事件。如何看待 2017 年 10 月 16 日 LIGO 宣布探測到來自雙中子星合併的引力波事件？

和黑洞合併不一樣，中子星合併是可以「看見的」，所以全球各大天文台在各個波段都第一時間做了跟蹤觀測。我的問題是，在引力波探測到合併事件之後，調動其他天文台的資源也需要一段時間，看起來這個時間是來得及的。那麼，理論上，雙中子星合併的過程或者說餘暉能夠持續多久，供天文學家調集資源來觀測呢？

為什麼不同波段的餘暉持續時間不一樣呢？其中的物理機制是怎樣的呢？

一般的餘輝理論是說某次爆炸事件（比如雙中子星的併合），拋出了一團物質，這團物質與環境中的物質發生持續的碰撞，從而把拋射物的宏觀動能不斷轉化為物質的內能（熱能），被加熱的物質就可以發光（即餘輝）了。

從微觀上來講，熱的物質的發光主要是通過電子的輻射來實現的。電子的輻射原則上從高頻到低頻電磁波（即從伽馬射線到射電）都有，但主要會集中在某一個能量上（特別對於同步輻射而言）。隨著拋射物的不斷減速，電子的特徵能量也會逐漸降低，所以其主要輻射能段也會從高能逐漸向低能走。

原則上講，任何時候都有各波段的餘輝輻射，各波段的餘輝輻射持續的時間也是一樣的，並不存在誰更長的問題。但是輻射的強弱是不一樣的，而望遠鏡的觀測能力也是有限的，只有最亮的時候才容易看到。所以，一般都會是先看到X射線餘輝，其次是光學，然後再是射電。

雙中子星合併的過程被稱為kilonova，是一種short-GRB。由於short-GRB數據太少，afterglow好像沒有一個系統的理論。

但是qualitatively討論，afterglow的屬性和一些參數有關：系統的能量，拋射物質的幾何形狀和方向，周圍環境的物質分布。基本上光強都是以冪律隨時間下降的，具體持續時間和光變曲線跟粒子的加速和輻射功率有關，也基本可以由上面幾個參數決定。 關於有多久時間可以供天文學家組織觀測，這個很大程度上取決於sGRB的距離；對同樣光度和光變曲線的sGRB，當然越近可以被觀測到越久。

對kilonova來說，由於重元素（比金更重的）在爆炸過程中合成，然後會衰變， 提供一個heating source，所以拋射物質迅速膨脹，密度下降。這是一個關鍵，決定afterglow什麼時候開始可以被觀測到。如果等離子體密度過高，光子自由程太短，是跑不出來的（optically thick）。當膨脹到一定程度，變optically thin，才能被觀測到。而波長越長的光子，越晚（膨脹越多）才變optically thin。這可能造成afterglow先在最高能波段被觀測到（伽馬射線），然後最晚在最低能（長波長，射電波段）被觀測到。

這次GW170817，X-ray 和 射電最晚被觀測到，可能的解釋是拋射物質並不是各向同性的，而是一個噴流。根據狹義相對論（多普勒效應），一個接近光速的噴流只有在你的視線方向和噴流方向夾角很小的時候才能被看見。而噴流物質的opening angle迅速變大（因為上一段講的膨脹），當這個張角大到可以覆蓋我們視線方向的時候，X-ray和radio的同步輻射就被看到了。

APS系列論文關於GW170817，連號23篇論文吃到飽：

Focus on the Electromagnetic Counterpart of the Neutron Star Binary Merger GW170817

詳見：http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa91c9

一點聽報告的筆記，X-ray餘暉成因不明。VLT觀測到的可見光的餘暉與合成的重元素有關。IR和UV的沒提，不過看趨勢應該大部分是碰撞後拋射出來的物質的cooling過程發的光，自然波長越短衰減越快。radio的來源很多，目前我還沒看到關於主要來源的信息。