Kilonova

Image
Artysta impresja Kilonova.

Kilonova (alternatywnie Macronova ) jest wybuch jaskrawości łączących gwiazdy podwójnej , The promieniowanie elektromagnetyczne o który jest napędzany przez rozpad radioaktywny z elementów , które zostały utworzone w proces r . Termin kilonova odnosi się do uwolnionej energii , która jest około tysiąc razy większa od wartości klasycznej nowej i jest słabsza niż normalna supernowa .

nieruchomości

Kilonovae może wystąpić, gdy dwie gwiazdy neutronowe łączą się lub gdy czarna dziura łączy się z gwiazdą neutronową. Gwiazda neutronowa o mniejszej masie zostaje zniszczona przez siły pływowe jej cięższego towarzysza. Podczas gdy większość materii rozerwanej gwiazdy jest akumulowana z dysku akrecyjnego na bardziej masywnego towarzysza , 0,001 do 0,1  masy Słońca zniszczonej gwiazdy neutronowej jest wyrzucane izotropowo z prędkością 0,1 do 0,2 razy większą niż prędkość światła . Neutronów bogate względu przekształca się w ciągu kilku sekund przez rozszczepienie i rozpadu beta w elementy, które są tworzone przez proces r. Nowo zsyntetyzowane pierwiastki promieniotwórcze rozpadają się, a emitowane promieniowanie można wykryć w postaci wybuchu trwającego od 0,5 do 10 dni o jasności od 10 34  W do 10 35,5  W. Spodziewane widmo zostało przewidziane w 2010 roku przez Briana Metzgera i współpracowników (Metzger otrzymał nagrodę New Horizons in Physics Prize za rok 2019 ).

Image
Widmo Kilonova AT 2017gfo w ciągu 1,5 do 10,5 dnia.

Widmo w kilonova powinna być unikalna, ponieważ prawie termiczny o temperaturze 10000  K , i - ze względu na dużą szybkość rozprężania - wykazują żadnych linii widmowych . Połączenie dwóch zwartych gwiazd emituje fale grawitacyjne, które można obserwować za pomocą detektorów fal grawitacyjnych, takich jak LIGO lub VIRGO .

Wyrzucona materia oddziałuje z istniejącą materią okołogwiazdową i bremsstrahlung powinien być w stanie wykryć rozbłysk radiowy trwający kilka dni . Fuzja dwóch kompaktowych gwiazd jest również postrzegana jako przyczyna krótkotrwałych błysków gamma (rozbłyski gamma: GRB) . Rozbłysk gamma powinien nastąpić kilka sekund po sygnale fali grawitacyjnej. Poświata GRB w podczerwieni została zaobserwowana ze stosunkowo bliskiej odległości GRB 130603B , którą można zinterpretować jako kilonową .

Uważa się, że kilonowe są znaczącym źródłem ciężkich pierwiastków procesu r o masach atomowych przekraczających 130, ponieważ udział wyrzutów supernowych w tych pierwiastkach wydaje się być zbyt mały, aby wyjaśnić zmierzone wartości w materii międzygwiazdowej .

Światła krzywej w kolejnych tygodniach powinna być określona przez rozpad radioaktywny pierwiastków, takich jak radu powstałego podczas kolizji .

GW170817 = GRB 170817A

17 sierpnia 2017 r. Dwa detektory LIGO wraz z detektorem Virgo zarejestrowały zdarzenie fali grawitacyjnej . 1,7 sekundy później Kosmiczny Teleskop Gamma Fermi zarejestrował błysk gamma GRB 170817A i obie obserwacje można było powiązać z optycznym transjentem w galaktyce NGC 4993 . Kilonova można było obserwować w zakresie optycznym , podczerwonym, ultrafioletowym , rentgenowskim i radiowym . Jasność 3 × 10 34  W można wyznaczyć z krzywej jasności i odległości do galaktyki S0 . Wyrzuconą masę modelowano jako (2–2,5) × 10–2 masy Słońca przy prędkości 0,3 razy większej od prędkości światła . Wskaźnik koloru zmienił się z niebieskiego na czerwony w ciągu kilku dni, a po tygodniu Kilonova emitowała większość promieniowania elektromagnetycznego w zakresie podczerwieni. Wydaje się, że emisja promieni rentgenowskich jest w dużej mierze wynikiem interakcji między wyrzuconym wyrzutem a materią okołogwiazdową. Błysk gamma wyemitował 95 procent swojej energii w mniej niż dwie sekundy i miał niezwykle niską jasność. Ziemia prawdopodobnie nie była zwrócona w stronę żadnego z dżetów . Lanthanide- bogaty kilonova GW170817 jest uważany za bezpośredniego potwierdzenie, że większość elementów utworzonych przez proces r powstać w kolizji gwiazd neutronowych.

Potwierdzenie wybuchów połączeń przez dwie gwiazdy neutronowe można wykorzystać do tego

  • aby określić wartość stałej Hubble'a
  • zmierzyć granicę masy gwiazd neutronowych
  • zbadać właściwości dżetów z pozaosiowych GRB
  • lepiej oszacować z równania stanu gęstej materii

linki internetowe

Commons : Kilonova  - zbiór zdjęć, filmów i plików audio

Przypisy

  1. ↑ LK Nuttall, DJ White, PJ Sutton, EJ Daw, VS Dhillon, W. Zheng, C. Akerlof: Przetwarzanie obrazu na dużą skalę z rurociągiem ROTSE w celu kontynuacji zdarzeń związanych z falami grawitacyjnymi . W: Astrophysics. Astrofizyka słoneczna i gwiazdowa . 2012, arxiv : 1211.6713v2 .
  2. ^ NR Tanvir, AJ Levan, AS Fruchter, J. Hjorth, K. Wiersema, R. Tunnicliffe, A. de Ugarte Postigo: A 'kilonova' związana z krótkotrwałym rozbłyskiem promieni γ GRB 130603B . W: Nature . taśma 500 , nie. 7464 , 2013, s. 547-549 , doi : 10.1038 / nature12505 , arxiv : 1306.4971 .
  3. ^ Brian D. Metzger, Edo Berger: Jaki jest najbardziej obiecujący elektromagnetyczny odpowiednik połączenia podwójnego gwiazdy neutronowej? W: The Astrophysical Journal . taśma 746 , nie. 48 , 2012, doi : 10.1088 / 0004-637X / 746/1/48 , arxiv : 1108.6056 .
  4. ^ Luke Zoltan Kelley, Ilya Mandel, Enrico Ramirez-Ruiz: Elektromagnetyczne transjenty jako wyzwalacze w poszukiwaniu fal grawitacyjnych z kompaktowych połączeń binarnych . W: Physical Review D . taśma 87 , nie. 12 , 2012, s. 123004 , doi : 10.1103 / PhysRevD.87.123004 , arxiv : 1209.3027 .
  5. ^ Brian D. Metzger: Kilonovae . W: Living Reviews in Relativity . taśma 20 , nie. 3 , 2017, doi : 10.1007 / s41114-017-0006-z , arxiv : 1610.09381 .
  6. ^ E. Berger, W. Fong, R. Chornock: Dymiący pistolet czy tlący się żar ? Możliwy proces r Kilonova skojarzony z Short-Hard GRB 130603B . W: Astrophysics. Astrofizyka słoneczna i gwiazdowa . 2013, arxiv : 1306.3960 .
  7. ^ S. Rosswog, O. Korobkin, A. Arcones, F.-K. Thielemann: Długoterminowa ewolucja pozostałości po scalaniu się gwiazd neutronowych I: wpływ nukleosyntezy procesu r . W: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . taśma 439 , 2014, s. 744-756 , doi : 10.1093 / mnras / stt2502 , arxiv : 1307.2939 .
  8. ^ Watson i in.: Identyfikacja strontu w połączeniu dwóch gwiazd neutronowych . W: Nature . taśma 574 , 2019, s. 497-500 , arxiv : 1910.10510 .
  9. ↑ Jair Arcavi et al.: Emisja optyczna z kilo nowej Po fuzji gwiazd neutronowych wykrytych przez fale grawitacyjne . W: Nature . taśma 551 , nie. 7678 , 2017, s. 64–66 , doi : 10,1038 / nature24291 , arxiv : 1710.05843 .
  10. ↑ [email protected]: Teleskopy ESO obserwują pierwsze światło ze źródła fal grawitacyjnych - łączące się gwiazdy neutronowe rozpraszają złoto i platynę w przestrzeni. Źródło 17 października 2017 r .
  11. ^ SJ Smartt i wsp .: Kilonowa jako elektromagnetyczny odpowiednik źródła fal grawitacyjnych . W: Astrophysics. Astrofizyka słoneczna i gwiazdowa . 2017, arxiv : 1710.05841v2 .
  12. ↑ Masaomi Tanaka i wsp .: Kilonova z wyrzutni po fuzji jako optyczny i działający w bliskiej podczerwieni odpowiednik GW170817 . W: Astrophysics. Astrofizyka słoneczna i gwiazdowa . 2017, arxiv : 1710.05850v1 .
  13. ^ PA Evans i wsp .: Obserwacje Swift i NuSTAR GW170817: wykrycie niebieskiej kilonowej . W: Astrophysics. Astrofizyka słoneczna i gwiazdowa . 2017, arxiv : 1710.05437v1 .
  14. ^ NR Tanvir i in .: Pojawienie się bogatej w lantanowce Kilonowej po połączeniu dwóch gwiazd neutronowych . W: Astrophysics. Astrofizyka słoneczna i gwiazdowa . 2017, arxiv : 1710.05455v1 .
  15. ↑ Naoki Seto, Koutarou Kyutoku: Perspektywy lokalnego pomiaru parametrów Hubble'a przy użyciu fal grawitacyjnych z podwójnych gwiazd neutronowych . W: Astrophysics. Astrofizyka słoneczna i gwiazdowa . 2017, arxiv : 1710.06424v1 .
  16. ↑ Ben Margalit, Brian Metzger: Ograniczanie maksymalnej masy gwiazd neutronowych na podstawie obserwacji GW170817 z użyciem wielu posłańców . W: Astrophysics. Astrofizyka słoneczna i gwiazdowa . 2017, arxiv : 1710.05938v1 .
  17. ↑ Sam Kim i wsp .: Ograniczenia ALMA i GMRT dotyczące pozaosiowego rozbłysku promieniowania gamma 170817A z binarnego połączenia gwiazd neutronowych GW170817 . W: Astrophysics. Astrofizyka słoneczna i gwiazdowa . 2017, arxiv : 1710.05847v1 .
  18. ^ Hao Wang et al .: GW170817 / GRB 170817A / AT2017gfo asocjacja: pewne implikacje dla fizyki i astrofizyki . W: Astrophysics. Astrofizyka słoneczna i gwiazdowa . 2017, arxiv : 1710.05805v1 .