一般认为，千新星是由双中子星或黑洞-中子星并合之后抛射物中放射性重元素衰变产生的热暂现源辐射。在引力波事件GW 170817中被观测证实，观测上表现为紫外-光学-近红外波段的电磁对应体AT 2017gfo。目前研究认为，千新星可能包含一个典型光变时标为一天左右位于极向的蓝成分和一星期左右位于赤道方向的红成分；此外存在于这些抛射物最外层的自由中子可能在被原子核捕获之前发生β衰变，因此在并合后的数小时可能产生一个紫外前兆辐射信号；这些放射性重元素电离和自由中子β衰变产生的电子发生散射对千新星的偏振也有重要贡献。
自LIGO-Virgo运行以来，已经直接探测到近百例引力波事件，然而除了AT 2017gfo之外，没有观测到任何完全证认的电磁对应体。一种可能是电磁对应体本身就不存在。比如，在黑洞-中子星并合中，中子星被黑洞完全吞并而不是被潮汐瓦解；另一种可能是电磁对应体太暗弱或者太远导致不能被探测到，但如果千新星被引力透镜化，则可能提高可探测千新星的亮度。透镜化千新星对于揭示致密星并合的性质、抛射物的形态，以及寻找强引力透镜具有重要意义。
我们考虑千新星由位于赤道的红成分和位于极向的蓝成分构成，并且在两者的外层存在一个fast tail，其最外层由自由中子组成。在三种透镜模型，即PM、SIS和CR模型框架下，我们探究了强引力透镜化千新星的光变曲线和偏振（如图1所示）。我们发现，在所有透镜模型下千新星光度都被放大，其中CR模型下尤为明显，并且在透镜质量为1010 M☉的SIS模型中，两个像之间的时间延迟最长，导致在并合后的100 小时左右产生一个鼓包状的透镜信号。换言之，只有当透镜质量足够大，时间延迟大于抛射物的加热峰值时间，我们才可能在光变曲线中识别透镜化信号。我们还发现千新星偏振大小取决于时间延迟和像数目。在PM模型下，偏振的透镜化信号主要在前0.2小时；对于SIS模型，在第二个像到达时偏振突然增大，产生一个持续时间为2小时的尖状突起；对于CR模型，像叠加导致偏振被明显放大。以上偏振的透镜化信号只能在特定的时间段被识别，这对观测带来极大的挑战。需要累积足够的样本，才可能通过偏振去识别千新星透镜化。
该论文以“Light curves and polarizations of gravitationally lensed kilonovae”为题，已被ApJ接受发表。论文第一作者为厦门大学天文学系博士研究生齐艳青，通讯作者为刘彤教授。此工作得到了国家自然科学基金项目面上项目和创新研究群体项目资助。
论文链接： https://arxiv.org/abs/2301.07323
图1 千新星及 PM 和 SIS 透镜模型的几何示意图
