Astronomiya

Kilonova yüksək kütlə qalığı qoyurmu?

Kilonova yüksək kütlə qalığı qoyurmu?

Tip Ia supernovaları haqqında anlayışım odur ki, əksər hallarda özlərinə girən ağ cırtdanları (lər) məhv edəcək və yüksək sıxlıqlı qalıqları (yəni ağ cırtdan, neytron ulduzu və ya qara dəlik yox) qoymayacaqlar. Qara dəlik / qara dəlik toqquşmalarının, əlbətdə ki, toqquşmaya girən qara dəlik kütlələrinin cəmindən daha az kütləsi olan bir qara dəliyi geridə qoyması gözlənilir. Kilonovanın arxasında qaz və radiasiya və ya bir növ ulduz qalığından başqa bir şey qoymayacağını gözləyirikmi? Bir qalıq qoyursa, hansı sinif olacağını gözləyirik (ağ cırtdan, neytron ulduzu və ya qara dəlik) və hansı kütlə? Kütlənin əlavə edilməsi lazımsız görünür, lakin bu cisimlərin kütlələri arasındakı bölmə xətləri daha az sıx olan kütlənin yuxarı sərhədlərinə (ağ cırtdanlar üçün Chandrasekhar həddi, neytron ulduzları üçün Tolman-Oppenheimer-Volkoff həddi) və dona əsaslanır. Əslində yüksək sıxlıq sinifinin kütləsi üçün aşağı hədlər kimi tətbiq edilmir. Məsələn, neytron ulduzlarına bəzən nəhəng nüvələr deyilir ki, bu da kütlələrinin alt sərhədini bir neytronun varlığının və radioaktiv çürüməyə davamlılığının tələb olunduğuna görə $ 1 və ya $ 2 atom kütlə vahidləri səviyyəsinə qoyur. Bəli, o dövrlərdə insanlar sabitləşmə mexanizmlərindəki fərqdən (cazibə ilə nüvə qüvvələr) görə şair olurlar, amma nöqtə olaraq qalır ki, neytron ulduzunun nəzəri cəhətdən stabil olması $ 1.4M_ odot $ -dan az ola bilər. Qara dəlik kütləsi üçün yeganə alt sərhəd, qara dəliyin buxarlanmasından ömür boyu məhdudiyyət olacağını bilirəm.

Başqa cür desək, ilham verən neytron ulduzlarından hər hansı birində sıxlığın bir hadisə üfüqü quracaq qədər yüksək olacağını düşünürük? Bu baş verərsə, bu, atom bombaları üçün kritik kütlənin ya kifayət qədər bölünən materialı bir araya gətirməklə ya da mövcud materialı kifayət qədər sıxaraq əldə edilə biləcəyi kimi, nüvənin çökməsi supernovasının istehsalından daha kiçik qara dəlik istehsalının inandırıcı bir yolu kimi görünür. (məsələn, şişman adamın patlama mexanizmi və kiçik oğlan uşağı).


Düşünürəm ki, ümumiyyətlə iki neytron ulduzunun birləşməsinin qara dəliyin yaranmasına səbəb olacağı gözlənilir. Daha qeyri-müəyyən olan budur ki, həmin qara dəlik dərhal meydana gəlir və ya hiper (/ supra) kütləvi neytron ulduz formasının ara vəziyyətidir (bax, məsələn. Hotokezaka Sec IIC) və s, PRD, 044026, 2013, hipermassif və supermassive neytron ulduzlarının tərifi üçün), sonra qısa müddətdən sonra qara dəliyə çökür. İkili birləşmədən yaranan belə bir hipermaziv neytron ulduzlarının sabitliyinə baxan bir neçə sənəd - 1, 2, 3 və 4 (daha çox məlumat üçün onlara istinadlara və istinadlara baxın). İlk üç müraciətdə sanki bir saniyə ərzində qara bir çuxura çökməyin gözlənildiyini düşünürəm (baxın Cədvəl 2-də Hotokezaka və s, PRD, 044026, 2013, vəziyyətin və kütlələrin müxtəlif neytron ulduz tənliklərinin çökmə müddətlərindən əvvəl gözlənilən ömürləri üçün), sonuncusunda saniyənin kəsrlərindən bir neçə on minlərlə saniyəyə qədər çökmə müddətləri tapıldı.

GW170817 ikili neytron ulduz birləşməsindən birləşmə sonrası qalıq üçün axtarış artıq burada mövcuddur. Bu sənədin girişində yuxarıda bəhs etdiyim birləşmə sonrası qalıq imkanlarını daha ətraflı təsvir edir. Axtarışlar bir siqnal üçün heç bir dəlil tapmır, lakin həssaslıqlarını nəzərə alaraq bu təəccüblü deyil (bir şey görmək üçün sistemin ümumi kütləsindən daha çox cazibə dalğasına çevrilməsi tələb olunur!)


Kilonova yüksək kütlə qalığı qoyurmu? - Astronomiya

Xarici təbəqələr kosmosa atıldıqdan sonra ulduzdan qalan yalnız əsas qalıqdır. Nüvənin qazı cazibə qüvvəsi ilə yüksək dərəcədə sıxılmış və "degenerasiya olunmuş maddədən" hazırlanmış qəribə bir qaz növü meydana gətirir. Xatırlamaq vacibdir ki, nüvəyə nə baş verərsə, onun kütləsindən asılıdır əsas, gəldiyi əsas ardıcıllıq ulduzunun orijinal kütləsindən daha çox, çünki cazibə qüvvəsi üçün həqiqətən sıxılmaq üçün qalan tək şey nüvəsidir.

Degenerasiya olunan maddə

Birinci qayda, sıx məhdud bir məkanda yalnız müəyyən enerjilərə icazə verilməsidir. Hissəciklər bir enerji nərdivanının pilləkənləri kimi enerji səviyyələrində düzülmüşdür. Adi qazda enerji səviyyələrinin çoxu doldurulmur və hissəciklər sərbəst hərəkət edir. Ancaq degenerasiya edilmiş bir qazda, bütün aşağı enerji səviyyələri doldurulur. İkinci qayda budur ki, müəyyən bir həcmdə eyni anda yalnız iki hissəcik eyni enerji səviyyəsini bölüşə bilər. Ağ cırtdanlar üçün degenerasiya olunmuş hissəciklər elektronlardır. Neytron ulduzları üçün degenerasiya olunmuş hissəciklər neytronlardır. Üçüncü qayda hissəciklərin nə qədər yaxın məsafədə yerləşə biləcəyindən asılıdır tərs kütlələrinə. Elektronlar degenerasiya edilmiş bir elektron qazında degenerasiya edilmiş bir neytron qazındakı neytronlara nisbətən daha uzaq məsafədədir, çünki elektronlar neytronlara nisbətən daha az kütləlidir.

    Degenerasiya olunmuş hissəciklər (elektronlar və ya neytronlar) aşağı enerji qabıqlarının hamısı dolduğundan yerində kilidlənir. Hərəkət edə biləcəkləri yeganə yol, yuxarı enerji qabıqlarına çatmaq üçün kifayət qədər enerji udmaqdır. Bu çətin etmək! Degenerasiya olunmuş qazın sıxılması degenerasiya olunmuş hissəcik hərəkətlərində dəyişiklik tələb edir. Ancaq bunun üçün çox enerji lazımdır. Dejenerasiya olunmuş hissəciklərin “dirsək otağı” yoxdur və bir-birlərinə qarşı sıxılması sıxılmaya qarşı güclü müqavimət göstərir. Dejenerasiya olunmuş qaz bərkimiş polad kimidir!

Lakin degenerasiya hissəciklərinin sürətini dəyişdirmək üçün bir-birinə qarşı yerlərində kilidləndikləri üçün çox enerji lazımdır. İstilik əlavə etmək yalnız degenerasiya olunmayan hissəciklərin daha sürətli hərəkət etməsinə səbəb olur, lakin təzyiqi təmin edən degenerasiya hissəcikləri təsirlənmir.


Astronomlar ilk dəfə 'Kilanova' nı müşahidə edirlər - Budur Nə Olur

Bazar ertəsi günü astronomlar olduqca həyəcan verici yeni bir kəşf etdiklərini elan etdilər: ilk dəfə olaraq iki neytron ulduzun toqquşduğunu və cazibə dalğaları yaratdığını müşahidə etdilər. Bir astronom bu kəşfi "müqəddəs daş" olaraq xarakterizə etdi.

Bu, bir sıra səbəblərə görə blokbaster bir kəşfdir, ancaq cazibə dalğalarının mənşəyi ilk dəfə göründüyü üçün - əvvəlki cazibə dalğası kəşfləri toqquşan qara dəliklərdən gəldi. Yeni kəşf daha çox məlumat əldə etmək imkanı verir:

Bu kəşflər Kainatımızda tapılan qara dəlik növləri haqqında alimlərə çox şey izah etdi, lakin izləmə üçün çox fürsət vermir. Qara dəliklər inanılmaz dərəcədə güclü cazibə qüvvələrinə malikdir, buna görə heç bir şey - hətta işıq da - onlardan qaça bilməz. Astronomlar qara dəlik birləşməsinin harada baş verdiyini müəyyən edə bilsələr də, işığı müşahidə edən teleskoplar heç bir şey görə bilməzdi. Bu səbəbdən də astronomlar neytron ulduzlarını birləşdirməyə can atırdılar.

Müşahidələr qızılın və digər oxşar elementlərin mənşəyini aşkar etdiyini göstərir

Bu hadisə, qocalan ulduzların partladığı və neytronla zəngin bir qalıq tərk etdikləri zaman meydana çıxan neytron ulduzlarının bir-birinə qarışdığı ilk birbaşa görüntü idi. Toqquşma sonrasında çöldə qalan qalıqlar saxta qızıl, gümüş, platin və uran kimi digər ağır elementlərin parçalanması barədə tədqiqatçılar 16 oktyabrda Washington, DC-də bir mətbuat konfransında məlumat verdilər Bu cür elementlərin doğulduğu yerlər əvvəllər bilinməmişdi, lakin mənşəyi kataklizmin sonrakı parıltısı ilə ortaya çıxdı. Tədqiqatla əlaqəli olmayan MIT-in astronomu Anna Frebel deyir ki, "bu, həqiqətən, periyodik cədvəlin son itkin parçasıdır". "Bu sahədə çalışan hər kəs üçün cənnətdir." Toqquşmadan sonra, alimlər hesabladılar ki, Yer kürəsinin qızıldakı kütləsinin təxminən 10 qatı kosmosa atıldı.

Kəşf minlərlə astronomun səylərini əlaqələndirməsinin nəticəsidir:

Çilidə gecə düşəndə ​​kiçik bir teleskop göydəki siqnalları dəqiq bir şəkildə təyin etmişdi: cazibə dalğaları ilə tapılan ilk neytron ulduzu. 17 Avqustda Hanford, Washingtonda, Lazer İnterferometr Qravitasiya-Dalğa Rəsədxanasında (LIGO) dedektorda ilk siqnaldan bir neçə saat sonra planet və kosmosdakı təxminən 70 teleskop və rəsədxana konsert olaraq Hydra bürcündə eyni nöqtəyə döndü. LIGO-nun sözçüsü David Shoemaker deyir: "Bunun indiyə qədər ən çox müşahidə edilən astronomik hadisə olması söz mövzusu deyil. Bu həyəcan verici bir anlayışdır və bir az əzici bir şeydir". "Bizimlə işləyən bütün dünya astronomlarının dörddə biri ilə üçdə biri arasında bir yerimiz var."


Neytron ulduzlarının toqquşması kainatı zəngin kəşflərlə yağdırır

Parlaq partlayış İki neytron ulduzu bir-birinə vurduqdan sonra, elm adamları bu sənətçi və rsquos konsepsiyasında göstərilən cazibə dalğaları, qamma şüaları və atılan materialdan bir parıltı aşkar etdilər.

NSF, LIGO, A. Simonnet / Sonoma State Univ.

Bunu paylaş:

16 oktyabr 2017-ci il, saat 10.00

Vaşinqton - Ölü ulduzların iki ultradensiv nüvəsi, alimləri zənginliklə yağdıraraq çoxdan gözlənilən kosmik bir toqquşma meydana gətirdi.

Bu hadisə, qocalan ulduzların partladığı və neytronla zəngin bir qalıq tərk etdikləri zaman meydana çıxan neytron ulduzlarının bir-birinə qarışdığı ilk birbaşa görüntü idi. Toqquşma sonrasında çöldə qalan qalıqlar saxta qızıl, gümüş, platin və uran kimi digər ağır elementlərin parçalanması barədə tədqiqatçılar 16 oktyabrda Washington, DC-də bir mətbuat konfransında məlumat verdilər. kataklizmin sonrakı parıltısı ilə ortaya çıxdı.

Tədqiqatla əlaqəli olmayan MIT-in bir astronomu Anna Frebel deyir: "Bu, həqiqətən, periyodik cədvəlin son itkin parçasıdır". "Bu sahədə çalışan hər kəs üçün cənnətdir." Toqquşmadan sonra, bəzi alimlər hesabladılar ki, Yer kürəsinin qızıldakı kütləsinin təxminən 10 qatı kosmosa atıldı.

Sonuncusu üçün qeydiyyatdan keçin Elm Xəbərləri

Ən son başlıqlar və xülasələr Elm Xəbərləri məqalələr, gələnlər qutunuza çatdırıldı

Təxminən 70 fərqli rəsədxananın topladığı məlumatlardan istifadə edən astronomlar hadisəni incə təfərrüatlarla səciyyələndirdilər və nəticələri izah edən bir sıra sənədlər buraxdılar. 17 avqustda Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, LIGO tərəfindən aşkarlanan cazibə dalğalarının titrəməsi kataklizmin ilk əlamətini verdi.

İşıq növləri

Robert Hurt / IPAC / Caltech, Mansi Kasliwal və Gregg Hallinan / Caltech, Phil Evans / NASA və BÜYÜMƏ əməkdaşlıq

Teleskoplar ultrabənövşəyi (solda, NASA-nın Swift peykindən alınan görüntü) infraqırmızı (orta, Gemini South teleskopundakı görüntü) ilə radio dalğalarına qədər (sağda, şəkil, müxtəlif dalğa boylarında) bir-birinə yaxınlaşan iki neytron ulduzunun parıltısını aldı. Çox böyük massiv).

LIGO-nu maliyyələşdirən Milli Elm Fondunun direktoru Fransa Córdova, "Onsuz da kainat anlayışımızı, ölüm fəsillərindəki ulduzların fizikası haqqında yeni bir anlatımla dəyişdirir" dedi.

Müxtəlif növ elektromaqnit şüalanmalarının ardıcıllığı, simfoniyada növbələnən musiqi alətləri kimi cazibə qüvvəsini izlədi. Görünən və infraqırmızı işığın parıltısına sızan qamma şüalarının partlaması əvvəlcə şutdan təxminən 12 saat sonra görüldü. Bir həftədən çox müddətdən sonra, bu dalğa boyları azaldıqda, rentgen şüaları kresensoya uğradı, ardınca radio dalğaları.

Cazibə dalğalarını neytron ulduzunun birləşməsindən gələn işıqla birləşdirmək astrofiziklərin çoxdankı arzusudur. "Bu mənbələrin hamısını bir araya gətirərək bir araya gətirə biləcəyiniz şəkil sinerjistdir" deyir MİT-in LIGO sözçüsü David Shoemaker. “Əks təqdirdə qeyri-mümkün olacağı barədə nəticə çıxara bilərsiniz. & # 8221

Bu detallı şəkil neytron ulduzlarının toqquşmalarının daxili işlərini və qısa qamma-şüalanma adlanan yüksək enerjili işığın qısa partlayış mənbəyini ortaya çıxardı. Tədqiqatçılar, eyni zamanda kainatın nə qədər sürətlə genişləndiyini hesabladılar və neytron ulduzlarındakı tək materialın xüsusiyyətlərini sınadılar.

New Yorkdakı Rochester Texnologiya İnstitutundan LIGO üzvü Richard O'Shaughnessy, astrofiziklər üçün "bu hadisə Rosetta daşıdır" deyir.

LIGO’nun ABŞ-da yerləşən iki dedektoru, qarışıqlığın əlamətdar bir işarəsini qeyd etdi: Kəsmədən əvvəl təxminən 100 saniyə davam edən kosmosun özünün parıldaması. LIGO-nun indiyə qədər gördüyü ən güclü və ən uzun aralıq dalğaları idi. Evanston, Ill, Northwestern Universitetindən LIGO üzvü Vicky Kalogera deyir ki, o zaman elm adamları böyük bir şeyə sahib olduqlarını bilirdilər. "Yayılan elektron poçtlarda" Aman Tanrım, budur "deyildi."

Bu titrəmə bir kosmik qəzanın göstəricisiydi: Bir-birlərini sanki bədbəxt bir əyləncəyə bənzəyir, iki dövr edən neytron ulduzu birləşdikcə daha da yaxınlaşırdı. Kütlələri günəşdən 1,17 ilə 1,60 qat arasında olan neytron ulduzları, ehtimal ki, LIGO alimləri ulduzları & # 8217; LIGO əvvəllər kütlələri günəşin on qatından çox olan dönən qara dəliklərin birləşməsini gördü (SN Online: 27.09.17) dövr edən ikilinin kiçik kütlələri barmağını neytron ulduzlarına yönəltdi. Qara deliklərin işıq saçması gözlənilmədiyindən, sonrakı atəşfəşanlıq neytron ulduzları üçün vəziyyəti möhkəmləndirdi.

LIGO-nun İtaliyadakı bacısı təcrübəsi Advanced Qız yalnız zəif bir siqnal gördü. Kalogera deyir ki, nisbətən zəif aşkarlama konvulsiyanın "Qızın kor nöqtəsi olan səmanın bir hissəsinə" gəldiyi yerdə daralmağa kömək etdi. Sahəni cənub səmasında təxminən 30 kvadrat dərəcə bir bölgədə məhdudlaşdırdı.

Cazibə dalğa siqnalından cəmi 1,7 saniyə sonra NASA-nın Fermi kosmik teleskopu səmanın eyni məhəlləsində bir parıltılı qamma şüası gördü. Bu vaxt, digər teleskoplar əvvəllər olmadığı bir parıltı alaraq hərəkətə keçdi. Çili Blanco teleskopunda DECam ilə işığı görən bir qrupa rəhbərlik edən Harvard Universitetindən astronom Edo Berger "Yeni bir ulduz kimi göründüyünü gördük" dedi. Berger's partlayışın işığını müşahidə edən bir neçə komandadan biri idi. Bu təsbit, Earth-dən 130 milyon işıq ili məsafəsindəki NGC 4993 qalaktikasını Hydra bürcündə toqquşma yeri olaraq təyin etdi. “Bu inamsızlıq anı var idi: Vay, həqiqətən bunu etdik. Tapdıq ”dedi Berger.

Hekayə qrafikin altında davam edir

İşığa gətirildi

Cazibə dalğaları, iki neytron ulduzunun toqquşduğu səma bölgəsini daraldıqdan sonra, teleskoplar bir işıq nöqtəsini (sağda, qırmızı xətlərlə göstərilmişdir) əvvəl heç birinin olmadığı (solda) təyin etdi.

Bu sonrakı parıltı da möcüzəvi bir simya hekayəsini ortaya qoydu: Ulduzların ölümü ilə birlikdə elementlərin doğuşu gəldi. Toqquşma neytronla zəngin bir materialı kosmosa atarkən, r-prosesi adlanan bir reaksiya zənciri vasitəsilə ağır elementlərdən ibarət bir dəlicə meydana gəldi (SN: 5/14/16, s. 9). Neytronlarla sıxılmış bir mühit tələb edən bu müddətdə atom nüvələri sürətlə neytronları itələyir və radioaktiv şəkildə çürüyür, bununla da yeni elementlərə çevrilir, neytron dərələrini yenidən başlamazdan əvvəl. R prosesinin dəmirdən daha ağır elementlərin yarısını istehsal etdiyi düşünülür.

Alimlər bu prosesin kilonova adlanan xarakterik parıltısını təqib müşahidələrində aşkar etdilər. “Bu hadisəyə qədər təbiətdə heç bir yerdə bu ağır elementlərin saxta olduğunu birbaşa görməmişdik. İndi var ”dedi Kolumbiya Universitetinin nəzəri astrofiziki Brian Metzger. "Təbiətin bir növ sirrini kəşf etdiyin kimi bir hissdir."

Əvvəllər astrofiziklər r prosesinin harada baş verməsi ilə bağlı fikir ayrılığında idilər: İki ən yaxşı namizəd supernovalar adlanan partlayan ulduzlar idi (SN: 2/18/17, s. 24) və neytron ulduzlarının birləşməsi. Elm adamları hələ bütün r prosesi elementlərinin neytron ulduz birləşmələrində istehsal olub-olmadığını deyə bilməsələr də, bu cür toqquşmaların ortaya çıxması lazım olan miqdar kainatdakı bolluqları izah etmək üçün kifayət qədər böyük görünür.

Hekayə qrafikin altında davam edir

Element fabriki

Neytron ulduzlarının toqquşmasından sonra yayılan işıq, sonrakı hissələrdə mövcud olan ağır elementlərin əlamətlərini göstərir və bu cür birləşmələrdə müəyyən elementlərin (sarı) istehsal olunduğunu təsdiqləyir. Digər elementlər partlayan kütləvi ulduzlar və ölməkdə olan aşağı kütləli ulduzlar da daxil olmaqla müxtəlif yollarla istehsal olunur.

Əlavə zənginlik qamma şüaları ilə aşkar edilmişdir. Elm adamları qısa bir qamma şüası partlaması, iki saniyədən az uzunluqda, yüksək enerjili işığın qısa bir sıçrayışı adlanan bir fenomeni gördülər. Bu cür paroksismlər nisbətən yaygındır, göydə ildə təxminən 50 dəfə görünür. Ancaq onların mənbəyini tapmaq "astrofizikada uzun müddətdir davam edən bir problemdir" deyir New Yorkdakı Stony Brook Universitetindən nəzəri astrofizik Rosalba Perna. Algılama onu tutdu: Qisa qamma-şüalanma nötron ulduz tête-à-têtes gəlir.

Astrofiziklər neytron ulduzlarının içəriyə necə fırlandığını öyrənərək, ilk dəfə neytron ulduz materialının “yumuşaqlığını” da sınadılar. Bu həddindən artıq maddə o qədər sıxdır ki, bir çay qaşığı bir milyard metrik ton kütləsinə sahib olacaqdır və elm adamları sıxıldıqda necə cavab verdiyini tam anlamırlar. Bu mülkün ölçülməsi alimlərə qəribə materialı daha yaxşı başa düşməyə kömək edə bilər. Nəticələr neytron ulduzlarının yumuşaq olub-olmadığını dəqiqləşdirə bilməsə də, ultrasquishy neytron ulduzlarını proqnozlaşdıran bəzi nəzəriyyələr istisna edildi.

Bağlanır

Stefano Valenti / UC Davis, DLT40 sorğusu

LIGO və Qız, iki neytron ulduzunun bir-birinə dəydiyi bölgəni (ağ konturları) daraltmaq üçün cazibə dalğalarından istifadə etdilər. NASA-nın Fermi kosmik teleskopu, bölgədən sarı rəngdə təsvir olunan qamma şüalarını təsbit etdi. Qəzadan görünən işıq alimlərə NGC 4993 (qırmızı nöqtə) qalaktikasını dəqiq müəyyənləşdirməyə imkan verdi.

Neytron ulduzlarının birliyi, tədqiqatçılara cazibə dalğaları istifadə edərək toqquşma məsafəsini ölçərək və qalaktikadan gələn işığın dalğa uzunluğunun genişlənmə ilə nə qədər uzandığını müqayisə edərək kainatın genişlənmə sürətini ölçmək imkanı verdi. Alimlər əvvəllər Hubble sabiti olaraq bilinən bu xassəni başqa yollarla ölçmüşlər. Ancaq bu ölçmələr fikir ayrılığındadır və elm adamları uyğunsuzluğu izah etməyə çalışırlar (SN: 8/6/16, s. 10).

Chicago Universitetindən LIGO əməkdaşlıq üzvü Daniel Holz deyir ki, elm adamları “tamamilə fərqli, müstəqil bir ölçüyə sahibdirlər”. Yeni ölçmə, uzaq məsafədən ayrılmış qalaktikaların aralarındakı hər bir meqaparsek üçün saniyədə təxminən 70 kilometrə yayıldığını göstərir. Əvvəlki iki təxmin arasında tamamilə düşür: meqaparsek başına 67 və 73 km / s. Bu toqquşma hələ mübahisəni həll edə bilməsə də, gələcək birləşmələr ölçmənin yaxşılaşdırılmasına kömək edə bilər.

"Bunların hamısı inanılmaz, böyük irəliləyişlərdir" deyir Holz. "Bu, həqiqətən dəli bir həyəcan idi."

Həyəcan hələ tükənməyib. Komandası birləşmədən görünən işığı ilk görən California Universiteti astronomu Ryan Foley-dən alın: “Bu, şübhəsiz ki, karyeramdakı ən böyük kəşfdir və bəlkə də bütün həyatımdakı ən böyük kəşf olacaqdır. ”

Tədqiqatçılar 16 Oktyabr tarixində Advanced LIGO-nun (Lazer İnterferometrinin Qravitasiya-Dalğa Rəsədxanası) və onun bacısı təcrübəsi Advanced Qızın toqquşan neytron ulduzlarından cazibə dalğaları aşkar etdiklərini açıqladılar - dünyanın 70-dən çox rəsədxanasının da müşahidə etdiyi kosmik bir qəza. H. Thompson / Science News / YouTube

Redaktor & # 8217s notu: Bu hekayə daha çox məlumat əldə olunduqca gün ərzində yenilənəcəkdir.

Bu məqalə ilə bağlı suallarınız və ya şərhləriniz? Bizi [email protected] elektron poçt ünvanına göndərin

Bu məqalənin bir versiyası 11 Noyabr 2017-ci il tarixli sayında görünür Elm Xəbərləri.

Sitatlar

B. P. Abbott et al. GW170817: ikili neytron ulduz inspiralından cazibə dalğalarının müşahidəsi. Fiziki Baxış Məktubları. 16 oktyabr 2017-ci il tarixində onlayn yayımlandı. Doi: 10.1103 / PhysRevLett.119.161101.

B. P. Abbott et al. İkili neytron ulduzunun birləşməsi ilə bağlı çox mesajlı müşahidələr. Astrofizik Jurnal Məktubları. Onlayn olaraq 16 oktyabr 2017-ci ildə dərc edilmişdir. Doi: 10.3847 / 2041-8213 / aa91c9.

I. Arcavi et al. Las Cumbres Rəsədxanası ilə cazibə dalğa hadisələrinin optik təqibi. Astrofizik Jurnal Məktubları. Onlayn olaraq 16 oktyabr 2017-ci ildə dərc edilmişdir. Doi: 10.3847 / 2041-8213 / aa910f.

J. Hjorth et al. NGC 4993-ə olan məsafə: GW170817 cazibə dalğa hadisəsinin ev sahibi qalaktikası. Astrofizik Jurnal Məktubları. Onlayn olaraq 16 oktyabr 2017-ci ildə dərc edilmişdir. Doi: 10.3847 / 2041-8213 / aa9110.

B. P. Abbott et al. İkili neytron ulduz birləşməsindən cazibə dalğaları və qamma şüaları: GW170817 və GRB 170817A. Astrofizik Jurnal Məktubları. Onlayn olaraq 16 oktyabr 2017-ci ildə dərc edilmişdir. Doi: 10.3847 / 2041-8213 / aa920c.

E. Troja et al. Qravitasiya dalğa hadisəsinin GW170817-in rentgen şəfalı. Təbiət. Onlayn olaraq 16 oktyabr 2017-ci ildə dərc edilmişdir. Doi: 10.1038 / nature24290.

LIGO Elmi Əməkdaşlıq və Qız Qız İşbirliyi, 1M2H Əməkdaşlıq, Qaranlıq Enerji Kamerası GW-EM İşbirliyi və DES Əməkdaşlıq, DLT40 Əməkdaşlıq, Las Cumbres Rəsədxanası Əməkdaşlıq, VINROUGE Əməkdaşlıq və amp MASTER İşbirliyi. Hubble sabitinin qravitasiya dalğası standart siren ölçüsü. Təbiət. Onlayn olaraq 16 oktyabr 2017-ci ildə dərc edilmişdir. Doi: 10.1038 / nature24471.

S. Covino et al. Qravitasiya dalğa hadisəsi GW 170817 ilə əlaqəli polarizasiyalı makronova. Təbiət Astronomiyası. Onlayn olaraq 16 oktyabr 2017-ci ildə yayımlandı. Doi: 10.1038 / s41550-017-0285-z.


Professor Kilgard Kilonova & # 8217s Killer Effects haqqında danışır

Bu yay, 17 avqustda, kilonova kimi tanınan heyrətləndirici bir fenomenin aşkarlanması, astronomiya cəmiyyətində şok dalğaları göndərdi və bu yayın tam günəş tutulmasından daha çox həyəcan yaratdı. Xəbər yayıldıqca 70-dən çox rəsədxana, teleskoplarını 130 milyon işıq ili uzaqlıqdakı qala NGC 4993-ə yönəldərək, heyrətləndirici kilonovaların açılmasına şahid oldu. Qara dəliklərdən, neytron ulduzlarından və / və ya ağ cırtdanlardan ibarət ikili binalardan yayılan rentgen şüalarını araşdıran Astronomiya üzrə Dosent Roy Kilgard, bir çox başqa astronom və fiziklə birlikdə çox həyəcanlı idi. Kilonova o qədər təməlqoyma idi ki, Kilgard, New York Times, The Washington Post, Science Magazine və bir çox digər jurnal və qəzetlərin hadisəni qiymətləndirməsinə səbəb oldu.

"Yeni bir fenomeni ilk dəfə müşahidə etmək olduqca nadirdir" dedi Kilgard.

Astronomik tamaşanı NASA-nın “Hubble” teleskopunu ilk dəfə “elmi əbədi dəyişdirəcək” bir hadisə kimi işə salması ilə müqayisə etməyə başladı. Ancaq əvvəlcə kilonovalar nədir?

Fenomen iki neytron ulduzunun birləşdiyi zaman baş verir. Bu ulduzlar, Günəş kütləsindən təxminən 10 ilə 20 qat çox böyük bir ulduzun partladığı zaman meydana gəlir. Partlayış zamanı ulduzun xarici təbəqələri qüvvə cazibəsi səbəbindən içəriyə doğru çökür və normalda bir atomun xarici qabıqlarında boş yer tutan elektronların, çox sıx bir neytron nüvəsini geridə qoyaraq nüvədə yerləşən protonlara atılmasına səbəb olur. , neytron ulduzu kimi tanınır. Son 50 ildə astronomlar bir neytron ulduzu digər neytronla üz-üzə qoyanda nə baş verdiyini merak etdilər.

Bu yay elm adamları bir-birinə cazibədar olaraq böyüdükləri və məhvə dönük bir spiralə girən iki son dərəcə sıx neytron ulduzunu müşahidə etdilər. Kilgardın sözləri ilə desək, bu hadisə əlləri bağlayan və bir-birinin ətrafında fırlanan buz patenlerine bənzəyirdi. Neytron ulduzları yaxınlaşdıqca fırlandıqca fırlanma sürətini artırdı. Müəyyən bir məsafəyə çatdıqdan sonra kütlələr mübadiləsinə və bir-birlərini parçalamağa başladılar, bu da cazibə dalğalarının kosmosda dalğalanmasına səbəb oldu. Kütlə mübadiləsi başa çatdıqda, iki ulduz birləşərək kosmosa parlaq qamma şüaları ataraq çox böyük bir cisim meydana gətirdi.

Fenomenin özü gözə çarpan şəkildə aşkarlanmasa da, qısa müddətdə sərbəst buraxılan böyük miqdarda qamma şüalarına və qravitasiya dalğalarının - məkan-zamandakı təhriflərə işarə edən həm qısa bir qamma şüası partlayışının aşkarlanması - kilonovanın mövcudluğunu sübut edir.

Qravitasiya dalğalarının aşkarlanmasına görə təşəkkür etmək LIGO, Lazer İnterferometr Qravitasiya-Dalğa Rəsədxanasıdır. Bu rəsədxana iki ildir fəaliyyət göstərir və əvvəllər dörd qara dəlikdən qara dəliyə birləşmələrdən çıxan cazibə dalğalarını aşkar etdi.

"LIGO kimi cazibə dalğa rəsədxanaları astrofizik həll olunmamış problemlər haqqında düşüncəmizi tamamilə dəyişdirdi" dedi Kilgard.

LIGO'dan olan fiziklər, cazibə dalğalarını birbaşa aşkarladığı üçün 2017-ci ilin oktyabrında Nobel mükafatını qazandı və Dr. Kilgard kilonovadan aşkarlanan cazibə dalğalarına görə tezliklə başqa bir Nobel mükafatı alacaqlarını təxmin etdi.

Tədbirdən bir neçə nəticə çıxarıldı. Cazibə dalğalarının aşkarlanmasından iki saniyə sonra NASA Fermi Teleskopu qısa bir qamma şüası partladı. Bu müşahidələr, elm adamlarının neytron ulduzları birləşdikdə iki saniyəlik qamma şüaları meydana gəldiyini nəticələndirdi. Üstəlik, cazibə dalğalarının və qısa qamma-şüa partlayışlarının eyni vaxtda imzaları, Einşteynin cazibə dalğalarının işıq sürəti ilə hərəkət edəcəyi proqnozunu təsdiqləyir.

Kilanova bu partlamaların mənşəyini izah etməklə yanaşı, dövri cədvəldəki daha ağır elementlərin necə yaradıldığını da açıqladı. Dəmirdən daha yüngül elementlər bir ulduzun qazı bitdikcə daha yüngül elementlərin yavaş birləşdirilməsi zamanı əmələ gəlirsə, daha ağır elementlər yalnız neytronla zəngin bir mühitdə baş verə biləcək sürətli bir müddətdə meydana gəlir. Əvvəllər supernovaların daha ağır elementlərin bir hissəsini istehsal etdiyi bilinirdi. Ancaq bu hadisələrdən müşahidə olunan az miqdarda ağır elementlər, kainat boyu müşahidə olunan qızıl, gümüş, platin və uran kimi elementlərin nisbi bolluğunu izah etmir.

Astronomlar kilonaları tapmaq üçün müxtəlif müşahidə metodlarından istifadə etdilər. Kilonovadan cazibə dalğaları və qamma şüaları aşkar edildikdən doqquz gün sonra, Chandra Teleskopu rentgen şüalarını aşkar etdi. Daha sonra, partlayışın genişlənən dağıntılarından bir çoxunun müxtəlif elektromaqnit spektri boyunca fişəng atması kimi xarakterizə etdiyi bir çox fərqli işıq növü aşkar edildi. Genişlənən dağıntı buludundan çox miqdarda ağır elementlərin imzaları aşkar edildi. Hubble Teleskopu, meydana gələn elementlərin radioaktiv çürüməsi nəticəsində sərbəst buraxıldığı düşünülən genişlənən dağıntılardan infraqırmızı işıq aşkar etdi. Elektromaqnit spektrində aşkar olunan bütün fərqli işıq növləri, bu elementlərin neytron ulduzları birləşdikdə sürətlə meydana gəldiyi nəzəriyyəsini dəstəklədi.

İkili neytron ulduzlarının birləşməsi elmi ictimaiyyəti kainatın necə işləməsi barədə məlumatlandırsa da, nəticədə cavab verdiyindən daha çox sual yaradır. Bir çox elm adamının soruşmasına səbəb oldu: Neytron ulduzlarının bu birləşməsi nəticəsində nə meydana gəldi? Birləşmənin çox böyük bir neytron ulduzu və ya nisbətən kiçik bir qara dəlik meydana gətirə biləcəyi mümkündür.

"Bu suala cavab vermək üçün neytron ulduzlarının ölçü məhdudiyyətləri ilə bağlı daha çox müşahidələr aparmaq lazımdır" dedi.

Bundan əlavə, qara dəlik ikili və neytron ulduz ikili birləşmələri indi müşahidə olunarkən, neytron ulduz-qara dəlik birləşməsi hələ görülməmişdir. Tədqiqatçılar bunun niyə və nəticənin nə olacağını düşünürlər.

Ancaq əsas sual, bunun kimi kilonovaların nə qədər tez-tez baş verməsidir. LIGO qeydlərini yalnız son iki ildə saxlayır.

"Kilonovalar kainatdakı bütün qızılları istehsal edəcək qədər tez-tez baş verirmi?" Kilgard soruşdu.


3. Əsas parametrlər

Radioaktiv astrofizik keçidlərin təkamülünü tam izah etmək üçün ətraflı hesablama modellərinə ehtiyac olduğu halda, bu sistemlərin əsas xarakteri, emissiya ilə əlaqələrini əsas fiziki prinsiplərdən başa düşülə bilən bir neçə fiziki parametrlərin funksiyalarıdır.

Sadə (yarı) analitik modellərdə [& # x000E0 la, [18]] genişlənmə vaxtı keçdikdə müvəqqəti və # x00027s parlaqlığı zirvəyə çatır. t fotonların xaricə yayılması üçün zaman ölçüsünə bərabərdir, t diff & # x0221D (M ej & # x003BA / v) 1/2, burada Mejvej sırasıyla ejektanın kütləsi və xarakterik sürətidir və & # x003BA onun effektiv qeyri-şəffaflığıdır. Pik nöqtədəki parlaqlıq təxminən radioaktiv çürümənin boşalmanı qızdırdığı anlıq dərəcəyə bərabərdir. Bu yazışma, işıq əyrisinin quyruğunda, ejektura əsasən şəffaf olduqda və parlaqlıq birbaşa radioaktiv istiləşməni əks etdirdikdə yenidən görünür. Yuxarıda göstərilənləri nəzərə alsaq, radioaktiv parçalanmalarda sərbəst buraxılan enerjinin (kütlə vahidi başına) olduğu məlum olur r- proses nüvələri, birləşməyə əsaslanan axınların kütləsi, sürəti və qeyri-şəffaflığı kimi kilonova emissiyasının həlledici bir təyinedicisidir. Bu parametrlərin kilonova & # x00027s bolometrik işıq əyrilərinə təsiri var Şəkil 2-də təqdim edilmişdir.

Şəkil 2. Oyuncaq modeli bolometrik kilonova işıq əyriləri, [19] ilə ejekta kütləsinin təsirlərini göstərən (solda), sürət (orta), qeyri-şəffaflıq (sağda) emissiya haqqında. R-Prosess istiləşməsi & # x003B6 = 1.3 ilə sadə bir güc qanunu kimi qiymətləndirilmişdir. Orta və sağ panellərdə, Mej 0.01 olaraq təyin edilmişdirM& # x02299. & # X003BA dəyərieff sol və orta panellərdə 10 sm 2 g & # x022121 və vej 0.2-dirc sol və sağ panellərdə. Termalizasiya [17] ədədi nəticələrinə görə qiymətləndirilmişdir.

3.1. R-Prosess İstilik və Radioaktivlik

Qeyri-sabit üçün üstünlük təşkil edən çürümə kanalı r-proses nüvələri & # x003B2-çürüməsidir [(Z, N) & # x02192 (Z& # x0002B1, N& # x022121) 20], yüksək enerjili & # x003B2-hissəciklər, neytrinolar və & # x003B3-şüalar yayır. Ən çox həyata keçirilməsində r-proses, seçilmiş nüvələr də & # x003B1-çürüməyə məruz qalacaq ((Z, N) & # x02192 (Z& # x022122, N& # x022122)) və parçalanma, enerjini daha kütləvi & # x003B1 hissəciklər və parçalanma fraqmentləri şəklində sərbəst buraxır. [17, 21 & # x0201323]. Bu suprathermal hissəciklər və fotonlar, onunla qarşılıqlı təsirdə olduqda xaric olanları ötürür və qızdırılan qazın yaratdığı termal fotonlar işıq əyrisi meydana gətirmək üçün xaricə yayılır. Ortaya çıxan parlaqlıq, eyni zamanda parlaqlıq və xaric olunan kütlə arasındakı əlaqə həm də sürətdən asılıdır r- proses enerji istehsal edir və bu enerjinin termal fotonlara çevrilməsinin səmərəliliyi.

[4] ilk kilonova modellərini qurduqda, enerjinin ümumi normallaşmasını müalicə etdilər r-çıxarılan materialın istirahət kütlə enerjisi ilə mütənasib bir sərbəst parametr kimi proses çürüməsi. Başqa sözlə, radioaktivlikdən çıxan bütün enerjinin cəmi f M ej c 2 ilə bərabər götürülmüşdür f dəyişməyə icazə verilir. Bu sadələşdirməyə baxmayaraq, onların modeli r-Prosesin sağlam bir xüsusiyyəti olduğu ortaya çıxdı r- proses radioaktivliyi. Çürüyən nüvələrin ömrünün & # x003C4-nü loqoritmik şəkildə bərabər paylandığını və & # x003C4 ilə çürümək enerjisi arasındakı əlaqəni nəzərə almadan Li və b. [4] bunu hesabladı r- proses çürüməsi & # x00116 kimi enerjini sərbəst buraxmalıdırrad& # x0221D1 /t. Tam istifadə edərək daha ciddi hesablamalar r-process nuclear reaction networks [20, 24, 25] as well as more robust analytic treatments [26] modified this picture, finding that, when heating is dominated by the β-decays of a broad ensemble of nuclei, the energy production is well-approximated by a steeper power-law, Ė rad ∝ t - ζ with ζ = 1.2𢄡.4.

However, while power-law heating is a useful model, uncertainties in r-process calculations resulting from unmeasured quantities, as well as the sensitivity of the r-process to its astrophysical environment, leave room for variability in nucleosynthesis and decay, and therefore Ėrad. In particular, the behavior of Ėrad is likely to deviate from a power-law if α-decay or fission becomes dominant over β-decay, or if only a small number of nuclei are contributing to the heating [22, 23, 27].

More detailed nuclear calculations also revealed the absolute scale of the energy released by r-process decay, allowing [20] to predict that the peak luminosity of transients from NS2 mergers would be about a thousand time brighter than a classical nova, motivating the term “kilonova.”

Metzger et al. [20] was also the first to estimate the fraction of the energy from r-process decay able to effectively heat the gas (the “thermalization fraction”). More detailed numerical work on thermalization was carried out by [17], who found that thermalization increased for denser ejecta configurations, lower-energy decay spectra, and radioactivity profiles that favored α-decay or fission relative to β-decay. These themes were revisted in [28]. Later analytic work [27, 29], showed that thermalization also depends on how the decay spectrum and Ėrad evolve with time. The potential variation in r-process heating [see e.g., [23]], and the sensitivity of the thermalization efficiency to that variation, suggest that further detailed numerical studies may be useful for understanding the true allowed range of kilonova heating and luminosity.

3.2. Mass Ejection

There are three main channels through which merging compact objects ejecta mass [see reviews by [30, 31]]. All produce an outflow neutron rich enough to support at least a light r-process.

High-velocity tidally shredded outflows are produced during the final stages of inspiral when a NS is disrupted by the differential gravitational field of its binary companion. While the quantity of ejected mass depends on the NS EOS (less compact EOSs are more easily shredded) as well as the mass ratio of the binary and the spins of the component stars [32�], it is generally expected to be small [縐 𢄤 M⊙ [36, 37]] for a NS2 merger, though it can be substantially larger (ߠ.1M⊙) for a NSBH merger provided the NS disrupts outside the innermost stable circular orbit [38, 39]. Tidal shredding produces a cold, low-entropy outflow with an abundance of free neutrons. It is therefore expected to undergo a robust r-process with nucleosynthesis beyond the third peak [e.g., [13]].

In contrast, dynamically squeezed matter is subject to enough weak interactions to inhibit the synthesis of the heaviest elements. Dynamical squeezing occurs when merging NSs finally collide [36, 37, 40]. The violence of the collision expels material from the contact interface via shocks, which accelerate the resulting outflow to high velocities and heat it to high temperatures, allowing the production of thermal electron/positron pairs and neutrinos. Absorption of these particles then raises the Ye of the gas [41, 42].

The mass of this component increases with NS compactness [36], since NSs with smaller radii make contact at a smaller separation, and therefore a higher velocity, leading to more energetic collisions capable of unbinding more matter (this trend holds only up to a point mass ejection is minimal if the colliding NSs are compact enough to collapse promptly to a BH [43], though mass asymmetry can offset this effect [37]).

Some simulations [36, 44] suggest that, in certain cases, this outflow will feature a high-velocity, low-mass (縐 𢄥 M⊙) tail of material whose rapid expansion hinders neutron capture, resulting in a composition dominated by lighter nuceli and leftover free neutrons [21]. Under such conditions, the free-neutron decay could power a short-lived transient peaking on timescales close to the free-neutron half life [45].

The most robust mass ejection channel may be winds from accretion disks surrounding the mergers' central remnants (CRs). In NSBH mergers, the disk is formed from disrupted NS matter that remains gravitationally bound. For NS2 mergers, the primary source of disk material is a NS CR, which pushes material off its surface as it transitions from differential to solid-body rotation [46] (The prompt collapse of a CR therefore inhibits disk formation for NS2 mergers.) Disk material is unbound through some combination of viscous heating [47], magnetic turbulence [48], α-recombination [49], and ν-absorption [50, 51].

The effect of weak interactions on the disk composition is uncertain, and likely depends strongly on the CR. While a central NS would be strong source of neutrinos [e.g., [52]], a central BH would not be in the latter case, weak interactions in the disk would be limited to those driven by thermal neutrinos and positrons produced by the disk itself [53]. Many studies [48, 54, 55] have found that, for a BH CR, the accretion disk regulates its composition to a low Ye, though the exact distribution of Ye appears to be sensitive to the neutrino transport method adopted [e.g., [56]].

As with other mass ejection methods, the mass of the disk (and therefore the disk wind) depends on the binary parameters and NS EOS [e.g., [40]]. Less compact NS EOSs produce more massive disks, and therefore more massive disk outflows. The EOS also affects the composition (at least for NS2 mergers) by controlling the fate of the CR, and the exposure of the disk to neutrino irradiation [57�].

3.3. Opacity

The distinct compositions burned in the various outflows generated in NS2 and NSBH mergers have major effects on kilonova emission because the composition of the gas determines the opacity of the ejecta, which in turn influences the light curve and the spectral energy distribution (SED).

As the gas expands, it cools to temperatures (绾w × 10 3 K) that support low levels of ionization. Under these conditions, the dominant source of opacity is bound-bound (“line”) opacity [60]. In the bound-bound regime, the absorption of photons by atoms results not in ionization, but in the excitation of its bound electrons to a higher-energy configuration. While the probability that any particular absorption will occur is a function of the many-body quantum mechanics governing the absorbing atom, the effective continuum opacity depends on the number of opportunities for a photon of a given energy to suffer an absorption—i.e., on the density of moderate to strong lines in wavelength space.

Determining bound-bound opacity is particularly challenging for r-process compositions, since there is limited experimental data on energy levels and absorption probabilities for many of the species burned by the r-process. Nevertheless, general trends can be deduced from simple heuristics. First, the more unique species are present in a composition, the greater the number of lines, and the higher the opacity. Second, and more significantly, the presence of atomic species with a high degree of complexity (i.e., with a greater number of distinct electronic configurations) will increase opacity.

Atomic complexity is a function of the size of an atom's valence electron shell. A valence shell that accommodates a larger number of electrons allows for more distinct electronic configurations each configuration has a slightly different energy, so the net effect is a greater number of energy levels, more transitions between energy levels, and a higher opacity [see e.g., [61]]. This picture has been borne out both by available experimental data [62] and by atomic structure calculations, with groups using different atomic structure modeling codes all finding a striking increase in opacity as valence shell size increases [61, 63, 64].

The relationship between atomic complexity and opacity has profound implications for kilonovae. Lanthanides and actinides are the most complex elements in the Periodic Table. These species have a high number of closely spaced energy levels, resulting in an abundance of low-energy bound-bound transitions and a high opacity that extends out into the near infrared (NIR). While lanthanides and actinides are easily synthesized by the heavy r-process, they are produced in negligible quantities in a light r-process event [11, 12]. The opacity of the kilonova ejecta𠅊nd the color of its emission—therefore depend sensitively on the nucleosynthesis that took place in its ejecta.

As first explained in [65], the high opacity of a lanthanide-rich (heavy r-process) ejecta delays and dims the light curve peak, while the extreme density of lines at optical wavelengths pushes the emission redward, causing the spectrum to peak in the NIR [see also [62]]. Of course, not all outflows from compact object mergers will undergo a heavy r-process. Light r-process compositions, will have a lower opacity. The emission associated with these outflows will have a faster rise a sharper, brighter light-curve peak and an SED concentrated at blue/optical wavelengths, similar to the original predictions of [20].

Kilonova emission may be due to a combination of signals from multiple outflows characterized by different histories of nucleosynthesis: a “red” component associated with a lanthanide-rich outflow, and a 𠇋lue” component from a composition that failed to burn lanthanides [58, 65]. The outcome of the r-process is closely tied to the manner of mass ejection and, in the case of disk winds, the nature or lifetime of the CR. The presence or relative prominence of red or blue kilonova components can therefore reveal the mass ejection mechanisms at play, and even shine an (indirect) light on the NS EOS.


Extended Data Figure 1 Timeline of the discovery and the observability of AT 2017gfo in the first 24 h following the merger.

The curved lines denote the airmass and altitude (in degrees above the horizon) of the position of AT 2017gfo on the sky at each LCO Southern Hemisphere site from the start of the night until the hour-angle limit of the LCO 1-m telescopes. The vertical thick lines denote the times when LCO images were obtained (colours correspond to the different filters as denoted in the legend of Fig. 3). AT 2017gfo was observable for approximately 1.5 h at the beginning of the night. Having three Southern Hemisphere sites allowed us to detect the kilonova approximately 6.5 h after the LIGO-Virgo localization, follow it approximately 10 h later, and continue to observe it three times per 24-h period for the following days (Fig. 3). Counterpart announcement is from ref. 31.

Extended Data Figure 2 Blackbody fits.

MCMC parameter distributions (af) and spectral energy distributions (luminosity density Lλ as a function of wavelength) with the blackbody fits (gl) are shown for the six epochs (noted by their modified Julian dates, MJD) with observations in more than two bands after excluding w-band data. In the parameter distributions, contour lines denote 50% and 90% bounds, the red and blue solid lines overplotted on each histogram denote the mean and median of each parameter distribution (respectively), and the dashed lines denote 68% confidence bounds. Error bars on the luminosity densities denote 1σ uncertainties.

Extended Data Figure 3 Bolometric luminosity, photospheric radius and temperature deduced from blackbody fits.

Error bars denote 1σ uncertainties (n = 200). The large uncertainties in the later epochs might be due to a blackbody that peaks redward of our available data, so these data points should be considered to be temperature upper limits. Our MCMC fits of an analytical model 32 to the bolometric luminosity are shown in blue, and the numerical models 21 from Fig. 3 are shown in red in the top panel. The numerical models were tailored to fit Vriw bands, but not the g band, which is driving the high bolometric luminosity at early times.

Extended Data Figure 4 AT 2017gfo evolves faster than any known supernova, contributing to its classification as a kilonova.

We compare our w-band data of AT 2017gfo (red arrows denote 5σ non-detection upper limits reported by others 55,56 ) to r-band templates of common supernova types (types Ia and Ib/c normalized to peaks of −19 mag and −18 mag, respectively) 50,51 , to r-band data of two rapidly evolving supernovae 52,53 (SN 2002bj and SN 2010X) and to R-band data of the drop from the plateau of the prototypical type IIP supernova 54 SN 1999em (dashed line shifted by 1 mag for clarity).

Extended Data Figure 5 Peak luminosity and time of AT 2017gfo compared to simple analytical predictions.

The parameters 11 from equations (1) and (2) are shown for different values of the ejecta mass Mej (solid lines), the opacity κ (dashed lines), and for two different ejecta velocities vej (red and blue lines). The rise time and peak luminosity of AT 2017gfo (black arrow) can be reproduced by an ejecta velocity vej ≈ 0.3c and a low opacity of κ ≲ 1 cm 2 g −1 . Matching the data with higher opacities would require higher ejecta velocities.

Extended Data Figure 6 Parameter distribution for MCMC fits of analytical kilonova models 32 to our bolometric light curve.

The contour lines denote 50% and 90% bounds. The red and blue solid lines overplotted on each histogram denote the mean and median of each parameter distribution (respectively). The dashed lines denote 68% confidence bounds. The fits converge on an ejecta mass of (4.02 ± 0.05) × 10 −2 M but they do not constrain the velocity (converging on the largest possible range) or the geometrical parameters (θejΦej), nor do they reproduce the colour evolution of our event (not shown). This indicates that these models may not be entirely valid for AT 2017gfo (although in ref. 59 it is shown that the geometrical parameters cannot be constrained either way). Our numerical models 21 , on the other hand, which include detailed radiation transport calculations, do provide a good fit to the data (Fig. 3) with Mej = (2–2.5) × 10 −2 M , vej = 0.3c, and a lanthanide mass fraction of Xlan = 10 −4.5 , corresponding to an effective opacity of κ ≲ 1 cm 2 g −1 .

Extended Data Figure 7 Expected kilonova rates in optical transient surveys.

The number of AT 2017gfo-like events per year detectable by r-band transient surveys in two (solid lines), three (dashed lines) and five (dotted lines) epochs before fading from view. The numbers of events refer to the entire sky, and should be multiplied by the fraction of sky covered by the survey. We assume that the intrinsic rate of events is one per year out to 40 Mpc (scaling accordingly to larger distances).


RELATED ARTICLES

The newly described object, named GRB150101B, was reported as a gamma-ray burst localized by NASA's Neil Gehrels Swift Observatory in 2015.

Follow-up observations by NASA's Chandra X-ray Observatory, the Hubble Space Telescope (HST) and the Discovery Channel Telescope (DCT) suggest that GRB150101B shares remarkable similarities with the neutron star merger, named GW170817, discovered by the Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) and observed by multiple light-gathering telescopes in 2017.

A new study suggests that these two separate objects may, in fact, be directly related.

The phenomenon was first seen on October 16, 2017, when an international group of astronomers and physicists excitedly reported the first simultaneous detection of light and gravitational waves from the same source - a merger of two neutron stars.

'Our discovery tells us that events like GW170817 and GRB150101B could represent a whole new class of erupting objects that turn on and off--and might actually be relatively common,' said Troja.

The results were published on October 16, 2018 in the journal Nature Communications.

'We have a case of cosmic look-alikes,' said study co-author Geoffrey Ryan, a postdoctoral researcher in the UMD Department of Astronomy and a fellow of the Joint Space-Science Institute.

Two super-dense neutron stars collided in a stellar fireball dubbed a 'kilonova' 130 million light years from Earth in a discovery that could 'open a new chapter in astrophysics'. This graphic shows the sequence of events that led to the detection of the gravitational waves

'They look the same, act the same and come from similar neighborhoods, so the simplest explanation is that they are from the same family of objects.'

In the cases of both GRB150101B and GW170817, the explosion was likely viewed 'off-axis,' that is, with the jet not pointing directly towards Earth.

So far, these events are the only two off-axis short GRBs that astronomers have identified.

The optical emission from GRB150101B is largely in the blue portion of the spectrum, providing an important clue that this event is another kilonova, as seen in GW170817.

'Every new observation helps us learn better how to identify kilonovae with spectral fingerprints: silver creates a blue color, whereas gold and platinum add a shade of red, for example,' Troja added.

This image provides three different perspectives on GRB150101B, the first known cosmic analogue of GW170817, the gravitational wave event discovered in 2017. At center, an image from the Hubble Space Telescope shows the galaxy where GRB150101B took place. At top right, two X-ray images from NASA's Chandra X-ray observatory show the event as it appeared on January 9, 2015 (left), with a jet visible below and to the left and a month later, on February 10, 2015 (right), as the jet faded away. The bright X-ray spot is the galaxy's nucleus.

'We've been able identify this kilonova without gravitational wave data, so maybe in the future, we'll even be able to do this without directly observing a gamma-ray burst.'

While there are many commonalities between GRB150101B and GW170817, there are two very important differences.

One is their location: GW170817 is relatively close, at about 130 million light years from Earth, while GRB150101B lies about 1.7 billion light years away.

The second important difference is that, unlike GW170817, gravitational wave data does not exist for GRB150101B.

Without this information, the team cannot calculate the masses of the two objects that merged.

It is possible that the event resulted from the merger of a black hole and a neutron star, rather than two neutron stars.

Neytron ulduzları toqquşarkən bəzi dağıntılar işıq sürətində hərəkət edən hissəcik təyyarələrində partlayır və qısa qamma şüaları yaradır.

'Surely it's only a matter of time before another event like GW170817 will provide both gravitational wave data and electromagnetic imagery,' said study co-author Alexander Kutyrev, an associate research scientist in the UMD Department of Astronomy with a joint appointment at NASA's Goddard Space Flight Center.

If the next such observation reveals a merger between a neutron star and a black hole, that would be truly groundbreaking,' 'Our latest observations give us renewed hope that we'll see such an event before too long.'

WHAT ARE NEUTRON STARS?

Neutron stars are the collapsed, burnt-out cores of dead stars.

When large stars reach the end of their lives, their core will collapse, blowing off the outer layers of the star.

This leaves an extremely dense object known as a neutron star, which squashes more mass than is contained in the sun into the size of a city.

A neutron star typically would have a mass that's perhaps half-a-million times the mass of the Earth, but they're only about 20 kilometres (12 miles) across.

A handful of material from this star would weigh as much as Mount Everest.

They are very hot, perhaps a million degrees, highly radioactive, and have incredibly intense magnetic fields.

This makes them arguably the most hostile environments in the Universe today, according to Professor Patrick Sutton, head of Cardiff University's gravitational physics department.

The dense objects, in particular their cores, are key to our understanding of the universe's heavy elements.


2 Neutron Stars Collided, So Are They a Black Hole Now?

For the first time, scientists have seen the source of gravitational waves from two colliding neutron stars, and the space oddity doesn't stop there. Those neutron stars might have collapsed into a black hole after they merged, scientists say.

On Aug. 17, 2017, the gravitational-wave observatories LIGO (short for the "Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory") and Virgo detected a strong signal from the galaxy NGC 4993. Scientists pinpointed the source of that signal in the sky, and an international collaboration immediately sprung forth to observe the event with terrestrial and space observatories. Researchers detected light from the neutron-star crash across the entire electromagnetic spectrum, beginning with a burst of high-energy gamma-rays seconds after the gravitational waves were detected.

The observations indicate that the waves and light came from a pair of merging neutron stars about 130 million light-years away, according to a news conference on Monday Oct. 16, 2017. Neutron stars are the incredibly dense remnants of stars that have exploded in supernovas. The two that merged were 1.6 and 1.1 times as massive as our sun, but each was no wider than Washington, D.C., according to a statement by the Space Telescope Science Institute. [When Neutron Stars Collide! What Telescopes Saw (Videos)]

As the stars spiraled into each other, they sent gravitational waves through the universe and released tremendous amounts of light when they finally collided. Scientist call the phenomenon a "kilonova."

"We don't actually know what happened to the objects at the end," David Shoemaker, a senior research scientist at MIT and a spokesman for the LIGO Scientific Collaboration, said at a news conference today (Oct. 16) at the National Press Club in Washington, D.C. "We don't know whether it's a black hole, a neutron star or something else."

From neutron stars to black hole?

Such a massive object could collapse under its own weight, forming a black hole. A black hole is essentially a point of infinite density surrounded by a region of no return &mdash the event horizon, inside which not even light can escape.

If the new object did collapse into a black hole, "it's the lightest one that we know about," Harvard astronomer Edo Berger said at the news conference. Berger's team analyzed the light from the kilonova and found evidence of superheavy elements, like gold and platinum, forged in the violent event. [What Neutron Stars Are Made Of (Infographic)]

Eleonora Troja, a high-energy astrophysicist at the University of Maryland and NASA's Goddard Space Flight Center, expressed a bit more confidence in what the new object may be. "[It's] very likely the collision of two neutron stars resulted in a new black hole," she said at the news conference.

Troja has good reason to believe the stars did form a black hole. Right after the gamma-rays and gravitational waves were detected on Earth, NASA's Swift Gamma-Ray Burst observatory, which orbits high above Earth, returned some interesting results: a bright source of ultraviolet light, but no X-rays. This was the first time in the Swift observatory's 13 years of working on the mission that it had come up empty-handed, according to Troja. NASA's Chandra X-ray Observatory, and Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR), also saw nothing in the X-ray spectrum.

A signal! But from what?

Nine days after the gravitational waves were detected by LIGO and Virgo, Troja's team finally picked up a faint X-ray signal &mdash one so weak only the space-based Chandra X-ray Observatory could detect it.

For Troja, the faint signal suggests the presence something far more powerful: jets of matter and radiation spewing the same amount of energy in a few days that the sun radiates over millions of years.

The paltry signal was an effect of the viewing angle, Raffaella Margutti, an astrophysicist at Northwestern University, told Space.com. It took nine days for the jet to spread out enough for the spray of X-rays to begin hitting Earth, she said. Margutti is the lead author on one of the Chandra X-ray Observatory studies that resulted from the discovery, and a coauthor on at leat eight related studies.

Margutti cautioned that many astronomical objects can produce jets. They simply need enough energy to feed a stream of material and an axis of rotation to establish the direction from which the material shoots out.

"There's nothing obvious … that would tell us that the remnant was a black hole or neutron star," Margutti said.

X-ray and radio observatories are still gathering data on the kilonova remnant, but scientists may never know what became of the two stars. "Once the light is off, we will never see it again," Margutti said.