银河系核中的主序星碰撞光程与光谱

高速星系核中的星际碰撞产生的 ejecta 可产生 potentially 可观测的电磁辐射，因而成为一种有前景的核类短暂现象。然而，涉及主序星的碰撞的光度和光谱特性目前仍鲜为人知。本文利用 3D 流体动力学和 1D 辐射传递模拟，探讨了在广泛碰撞配置下，面向终端年龄主序星的高速碰撞产生的 debris 的性质与可观测量。 ejecta 产生明亮的紫外 (UV) 闪光，其测度光度通常在 $\gtrsim10^{43}$ erg s$^{-1}$ 处达到峰值，随后以 $t^{-2}-t^{-4}$ 的速度迅速下降至 $\gtrsim10^{41}-10^{42}$ erg s$^{-1}$（在 0.5 d 时），并在数天后趋于平台态，处于 $10^{39}-10^{41.5}$ erg s$^{-1}$（$M_V$ 在 $-10$ 到 $-15$ mag 之间）。其光谱在前几天内会发生显著演化，从 UV 主导转为光学主导。UV 范围显示大量来自金属如 C、N、O 的共振态跃迁，而光学范围主要显示 H I Balmer 线。这些特性在质量上与观测到的以及 Type II 超新星模型的结果相似。这些事件的可观测量 exhibits clear 与碰撞配置（包括冲击参数、相对速度和星质量）之间的清晰相关性。我们提供拟合公式以描述这些相关性。检测这些闪光需要亚日频率的调查，如 ULTRASAT，结合光谱观测以消除混淆并推断碰撞特征。