當兩個黑洞或兩顆中子星彼此靠近並最終合併時，會產生強烈的引力波訊號，這是一種時空波。 這些引力波訊號可以被地球上的探測器捕獲，並為研究這些極端物體提供了新的視窗。 但是，除了引力波之外，這些合併事件是否還會產生電磁輻射？特別是，當黑洞與中子星合併時，它會發出高能伽馬射線嗎？
伽馬射線是波長非常短、能很高的電磁波，它們通常來自宇宙中最劇烈的現象，如超新星爆炸、活躍的星系核、脈衝星等。 一種特殊型別的伽馬射線源是短伽馬射線暴 （SGRB），它是一種持續幾秒鐘的強烈伽馬射線閃光，通常伴隨著隨後的低能輻射，例如 X 射線、光學和無線電波。 SGRB的起源一直是個謎，但有一種流行的假設，即它們是二元合併產生的相對論噴氣式飛機的結果。 相對論性射流是一束以接近光速運動的高能粒子束，它沿著黑洞或中子星的旋轉軸噴射出來，並與周圍的介質相互作用，產生伽馬射線和其他輻射。
那麼，黑洞-中子星合併能產生這樣的相對論性噴流嗎？這取決於合併後的結構和物理過程。 當黑洞和中子星相遇時，有兩種可能的結果：要麼黑洞直接吞噬中子星，要麼中子星被撕成一些碎片，在黑洞周圍形成乙個盤狀結構，稱為吸積盤。 如果是前者，那麼很可能不會產生電磁輻射，因為黑洞會吞噬所有的物質和能量。 如果是後者，那麼就有可能產生相對論性射流，因為吸積盤將物質和角動量輸送到黑洞，並通過磁場將一部分能量轉化為射流。
但是，要形成急流，需要滿足一些條件。 首先，黑洞需要有一定的自轉，也就是它旋轉的速度，這樣它才能提供足夠的能量和磁場來驅動噴流。 其次，吸積盤需要有一定的厚度，才能支撐磁場的放大和傳輸。 第三，吸積盤需要有一定的壽命，才能保持射流的持續時間。 最後，射流需要有乙個開口角，以便它可以穿透吸積盤和其他物質並到達觀察者的方向。
那麼，在黑洞-中子星合併中，這些條件有多容易實現呢？為了回答這個問題，一些科學家進行了數值模擬，追蹤了黑洞-中子星合併的演變，從合併前到合併後幾秒鐘。 他們考慮了不同的黑洞自旋、中子星半徑和磁場配置，以及相對論流體動力學和磁流體動力學的影響。 他們發現了一些有趣的結果，我將在下面簡要介紹。
首先，他們發現，如果黑洞自旋較小，那麼中子星將被直接吞噬，而不會形成吸積盤或噴流。 如果黑洞旋轉得更大，那麼中子星就會被撕裂，形成大約0的質量03 太陽質量的吸積盤，以及一些向外丟擲的物質，稱為潮汐尾。 這些物質在幾秒鐘內冷卻下來，形成一些重元素，如金、鉑等，這可能是宇宙中這些元素的主要**之一。
其次，他們發現，如果合併的磁場主要是箍，則射流的形成會延遲，直到磁場通過稱為磁渦不穩定性的過程轉換為極性。 這個過程需要一定的時間，所以射流的啟動時間大約是幾秒，而不是幾毫秒。 如果合併後的磁場主要是極性的，那麼射流的形成將是迅速的，幾乎是在合併後開始的。 這個過程不需要等待磁場轉換，因此射流在大約幾毫秒內啟動。
第三，他們發現射流的功率和持續時間與黑洞的磁通量有關，磁通量是衡量黑洞表面磁場強度的指標。 如果磁通量較小，那麼射流的功率和持續時間就會降低，因為黑洞無法有效地提取能量和磁場。 如果磁通量較大，則射流的功率和持續時間更大，因為黑洞能夠有效地提取能量和磁場。 但是，如果磁通量過大，射流的功率會在一定時間後下降，因為黑洞進入一種稱為磁場束縛的狀態，磁場阻擋了物質的吸積，從而降低了射流的能量**。
最後，他們發現急流的開啟角度和形狀與急流與周圍物質的相互作用有關，包括吸積盤、潮汐尾和吸藏盤風。 如果射流很強，那麼它會穿透這些物質，形成乙個狹窄的開口角（約 10 度）。 如果射流很弱，那麼它將被這些物質阻擋，從而產生乙個寬大的開口角（約 30 度）。 射流和物質的相互作用也產生了一種稱為氣囊的結構，氣囊是一種包裹在射流周圍的薄殼，反射和散射來自射流的輻射，使射流看起來更寬更亮。
這些結果表明，黑洞-中子星合併可以產生不同的相對論性射流，其特徵是合併的引數和物理過程。 這些噴氣式飛機可能是SGRB**的候選者之一，但需要更多的觀察和理論研究來驗證這一點。 例如，射流的輻射機理、偏振和光曲線是什麼？射流與周圍物質的相互作用會產生什麼樣的後續輻射？射流的方向與觀察者的方向偏離了多少？這些問題都值得進一步探討。