来自长寿中子星合并残骸的放射性伽马射线

观测与重力波事件 GW170817 相关的 kilonova AT2017gfo，提供了中子星合并是重 $r$-过程元素产生的主要来源的第一个强有力证据。来自中子星合并残骸释放的放射性伽马射线，为探查 nuclide 成分及其演化提供了独特的探针。本文基于 $r$-过程核反应网络和来自数值相对论模拟的数值天体学输入，研究了中子星合并残骸中重核素衰变产生的伽马射线特征。 $^{126}_{50}$Sn ($T_{1/2}=230$ kyr) $\to$ $^{126}_{51}$Sb ($T_{1/2}=12.35$ 天) $\to$ $^{126}_{52}$Te (稳定) 的衰变链产生若干明亮的伽马射线，其能量为 $415$、$667$ 和 $695$ keV，使其在残骸阶段成为最有希望的衰变链。这些明亮伽马射线的光子通量对于年龄小于 $100$~kyr 的银河系合并残骸可达 $\sim10^{-5}$ $\gamma$ cm$^{-2}$ s$^{-1}$，可被高能量分辨率 MeV 伽马射线探测器如 MASS 任务探测到。