银河系内发生过一次中子星碰撞？

两颗中子星合并时，碰撞会抛出富含中子的物质，这些物质通过快速中子俘获过程——即r过程——合成比铁更重的元素。随后出现的闪光称为千新星。在我们的银河系中，这类合并十分罕见：作者引用的发生率为每年10⁻⁵至10⁻⁴次，因此千新星遗迹应该只有寥寥几个，而超新星遗迹则有数百个。迄今为止，还没有发现过一个千新星遗迹。

伽马射线天空中的“孤儿”

位于纳米比亚的H.E.S.S.望远镜在2004至2013年的银道面巡天中，发现了78个甚高能伽马射线源；其中30个至今仍无法解释。其中一个——HESS J1507−622——格外引人注目。它位于银道面下方约3.5度处，比大多数这类源都要远得多。它很致密（直径约0.3度），亮度稳定，从费米卫星观测的GeV能段到H.E.S.S.观测的TeV能段都很明亮。

然而在较低能段几乎什么都没有：没有相应的X射线辉光，没有射电壳层，也没有脉冲星。两个常见的“嫌疑对象”都难以自圆其说。脉冲星风云需要一颗至今没人找到的脉冲星，而且在距离超过约10千秒差距后，其能量收支将变得不可能成立。超新星遗迹则应呈现壳层结构，并且通常停留在其前身恒星诞生的盘面附近。

30个未证认的H.E.S.S.源（黑色圆圈）和310个已知超新星遗迹（灰色圆点）；HESS J1507−622是红色星形标记，远在盘面下方。——图1，Sarmah等（2026），arXiv:2609.38341。

是电子，而不是质子

北京中国科学院高能物理研究所的Prantik Sarmah、Xilu Wang及其同事，与圣母大学Rebecca Surman的团队一起，重新审视了H.E.S.S.团队在2011年曾提出又放弃的一个想法。当时的反对理由在于能量：如果用质子产生这些伽马射线，就需要一次强大到荒谬的爆发。

新模型改用电子。这些电子被膨胀残骸的激波加速后，把宇宙微波背景的光子“踢”到伽马射线能量。何况质子在这里本来就派不上用场：源周围的气体极其稀薄，大约每一千立方厘米只有一个粒子，一个质子要走约11吉秒差距才会撞上任何东西。

偏离盘面的位置也说得通。一对中子星在诞生时会受到一次“反冲踢”；如果以每秒10至100千米的速度离开银河系核球，它需要1亿至10亿年才能到达这个位置，这与此类双星合并前的典型延迟时间一致。

年轻，而且近到本可以被看见

为了匹配该源的大小和亮度，模型把它定位在3.8至14.3千秒差距处，年龄为200至3000年，更倾向于不到1000年。模型预测的射电和X射线辉光都低于目前所有的观测上限。

年龄分别为0.2、0.5、1和3千年时的模型辐射：电子散射微波光子的成分（蓝色）与费米和H.E.S.S.的数据相符；橙色鼓包是衰变中的r过程原子核发出的MeV信号。——图3，Sarmah等（2026），arXiv:2609.38341。

以合并事件GW170817为参照进行换算，这样一颗千新星在最亮时的视星等应在**−0.8至−3.2**之间，可与最亮的行星相媲美。为什么没有任何历史记载？作者给出了三个原因：千新星每天变暗约1.1个星等，因此这场“表演”持续不到九天；该源位于赤纬−62°，超出了中国、日本、埃及和欧洲那些留有完善记录的观星者的视野；而且尘埃可能使它变暗了。

捕捉它的三种方法

• 新合成的重原子核放射性衰变产生的MeV伽马射线：对NuSTAR或即将发射的COSI来说太暗，但如果遗迹年龄小于约1000年，MeVGRO这类下一代仪器就有能力探测到。
• 光回波：最初的闪光被星际尘埃反射，亮度为每平方角秒27至33星等，大型望远镜和鲁宾天文台能够观测到。它甚至可能揭示爆发本身的光谱。
• 温暖尘埃发出的中红外辉光，以及——如果视线方向上有一团致密云——可能产生的中微子。

这篇论文仍然只是基于现有数据提出的假说，作者强调，仅凭伽马射线能谱无法把千新星遗迹与其他候选解释区分开来。如果这些特征中有一个被发现，银河系就将在家门口提供一个可供研究的千新星遗迹——作者称这是前所未有的机会。