致密天体并合形成的吸积盘的时间依赖模型

我们提出了致密天体并合期间形成的吸积盘的时间依赖模型，重点研究晚期吸积可用的能量以及吸积盘及其外流的成分。我们计算了吸积盘外缘附近的动力学，该区域包含大部分质量并决定了向中心黑洞的吸积率。这使得我们能够追踪比当前流体动力学模拟长得多的时间尺度上的演化。在晚期，吸积盘变为绝热型，其性质渐近于自相似解，吸积率 dM/dt ~ t^(-4/3)（忽略外流）。原则上，这种晚期吸积可提供足够的能量来驱动从某些短伽马射线暴（GRBs）中观测到的晚期活动。然而，由于绝热阶段的外流使大部分剩余质量解绑，残留吸积盘本身很难在绝热阶段开始后很久产生显著的吸积功率。除非粘滞系数相当低（alpha ~1e-3），否则这种情况发生在观测到的耀斑开始（约 30 秒）之前；因此，持续的质流入似乎是解释短伽马射线暴晚期活动所必需的。我们表明，吸积盘的成分冻结为相对富中子状态（电子分数 Ye ~ 0.3）。大约 1e-2 Msun 的这种富中子物质在晚期被星风抛出。在早期由中微子冷却的吸积阶段，中微子对吸积盘的辐射产生 Ye ~ 0.5 的星风，最多合成约 1e-3 Msun 的 Ni56。我们强调了有利于 Ni56 产生的条件，并预测在最佳情况下，光学和红外暂现源将在爆发后约 0.5-2 天达到峰值，其通量约为当前观测极限的 1/10。