Kilonova - Kilonova
Kilonova (také volal macronova nebo r-process supernova ) je přechodný astronomická událost , která se vyskytuje v kompaktním binárního systému , kdy dvě neutronové hvězdy nebo neutronová hvězda a černá díra sloučení do sebe. Předpokládá se, že Kilonovae vyzařují krátké gama záblesky a silné elektromagnetické záření v důsledku radioaktivního rozpadu těžkých jader r-procesu, která jsou produkována a během procesu fúze vysunuta poměrně izotropně .
Dějiny
Termín kilonova zavedli Metzger et al. v roce 2010 charakterizovat vrchol jasu, který ukázali, dosahuje 1000krát většího výkonu než klasická nova . Jsou to 1 / 10 až 1 / 100 jasu typické supernovy , vlastní detonace hmotné hvězdy.
První nalezená kilonova byla detekována jako krátký gama záblesk , SGRB 130603B, pomocí přístrojů na palubě Swift Gamma-Ray Burst Explorer a kosmické lodi KONUS/WIND a poté pozorována pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu 9 a 30 dní po výbuchu.
V říjnu 2018 astronomové oznámili, že GRB 150101B , událost výbuchu gama záření detekovaná v roce 2015, může být analogická s historickou GW170817 , událostí gravitační vlny detekovanou v roce 2017 a spojenou se sloučením dvou neutronových hvězd . Podobnosti mezi těmito dvěma událostmi, pokud jde o emise gama , optických a rentgenových paprsků , jakož i o povahu přidružených hostitelských galaxií , jsou považovány za „nápadné“ a tato pozoruhodná podobnost naznačuje, že tyto dvě oddělené a nezávislé události mohou oba jsou výsledkem sloučení neutronových hvězd a oba mohou být dosud neznámou třídou kilonových přechodových jevů. Události Kilonova mohou být podle vědců ve vesmíru rozmanitější a běžnější, než se dříve chápalo.
Teorie
Inspiral a slučování dvou kompaktních objektů jsou silným zdrojem gravitačních vln (GW). Kilonovae jsou považováni za předky krátkých záblesků gama záření (GRB) a převládající zdroj stabilních prvků r-procesu ve vesmíru . Základní model pro sloučení neutronových hvězd představili Li-Xin Li a Bohdan Paczyński v roce 1998. Ve své práci navrhli, že radioaktivní ejekta z fúze neutronové hvězdy je zdrojem pro napájení tepelně přechodných emisí.
Pozorování
První pozorovací návrh na kilonovu přišel v roce 2008 po krátkém tvrdém gama záblesku GRB 080503, kde se po jednom dni v optickém a infračerveném světle objevil slabý předmět, který rychle vybledl. Další kilonova byla navržena v roce 2013 ve spojení s krátkodobým výbuchem gama záření GRB 130603B, kde byla slabá infračervená emise ze vzdálené kilonovy detekována pomocí Hubbleova vesmírného teleskopu .
Dne 16. října 2017 spolupráce LIGO a Panny oznámila první simultánní detekci gravitačních vln ( GW170817 ) a elektromagnetického záření ( GRB 170817A , SSS17a ) jakýchkoli jevů a prokázala, že zdrojem byla kilonova způsobená sloučením binárních neutronových hvězd . Po tomto krátkém GRB následoval delší přechodný jev viditelný celé týdny v optickém elektromagnetickém spektru ( AT 2017gfo ) umístěném v relativně blízké galaxii NGC 4993 .
